On the gravitational radiation from the collapse of neutron stars to rotating black holes
我们提供的细节，并提出额外的结果，从中子星的崩溃旋转黑洞在三维的引力波发射的数值研究。更具体地说，我们集中在使用切除技术的优点和缺点，以及如何替代的方法，切除可以成功地采用。此外，作为源表征的第一步，我们提出了一个系统的讨论，旋转和不同的扰动对波形的影响，从而对引力波中发射的能量。
2007-01-06 gr-qc
Universal relations for fast rotating neutron stars without parametrisation bias
University of Tübingen（蒂宾根大学）
本文提出了一种无需方程状态偏置的快速旋转中子星通用关系式，通过大规模数据库校准，实现了低计算成本的体积量估计。
2026-09-22 gr-qc
Simulations of rotating neutron star collapse with the puncture gauge: end state and gravitational waveforms
本文采用新的3+1相对论数值模拟方法，采用爱因斯坦方程的Z4 c公式，移动穿刺规范条件和广义相对论流体力学的保守网格加密方案，重新研究了旋转中子星到黑洞的引力坍缩.坍缩的最终状态相比，从旋转穿刺的初始数据的演变产生的真空时空。使用局部分析的度量场，我们证明了这两个时空实际上同意。详细分析了引力波波形。利用简化的时空图将辐射发射与坍缩动力学联系起来，讨论了其波形结构与黑洞微扰理论波形结构的相似性。
2015-06-23 gr-qc
Methods for relativistic self-gravitating fluids: From binary neutron stars to black hole-disks and magnetized rotating neutron stars
对事件GW 170817的灾难性观测，首先是沿着两颗中子星的螺旋运动的引力波，然后是短暂的$γ$射线爆发，后来是千新星，开启了多信使天文学的时代，并在促进我们对一些长期存在的问题的理解方面发挥了关键作用。这种多信使源的数值模拟是理解紧凑物体物理学的重要工具，更广泛地说，是理解极端条件下物质物理学的重要工具。在这篇评论中，我们提出了一个统一的观点，用于获得平衡和准平衡解决方案的三个天体物理相关的相对论，自引力流体系统：二元中子星，黑洞盘，磁化旋转中子星的各种技术。这些解决方案是必要的，不仅为这样的紧凑的对象建模，但同样重要的是，在数值相对论模拟提供自洽的初始数据。而不是提出的配方和数值算法的全部细节，我们专注于画的方法，以解决这些问题，并促进未来的工作在该地区。
2021-12-09 gr-qc
Moment of inertia of slowly rotating anisotropic neutron stars in $f(R,T)$ gravity
在$f(R,T)$引力理论的框架下，利用径向压力的物理相关状态方程（EoS）研究了各向异性中子星的流体静力平衡。特别是，我们专注于$f(R,T) = R+ 2βT$模型，其中$β$是一个最小的耦合常数。在慢转近似下，我们导出了修正的TOV方程和相对论性转动惯量的表达式。详细研究了中子星的半径、质量和转动惯量等主要性质。我们的结果揭示了$2βT$项的主要结果是在足够低的中心密度下表面半径的显著增加。然而，这样一个项稍微修改了缓慢旋转恒星的总引力质量和转动惯量。此外，当各向异性被纳入恒星流体时，变化是明显的，并且有可能获得与当前观测数据一致的更高质量。
2023-01-07 gr-qc
Initial data for black hole-neutron star binaries, with rotating stars
中子星与黑洞的合并是地面引力波探测器的主要科学目标。直接从引力波观测中约束或测量中子星的自旋，需要了解这些系统的发射特性对中子星自旋的依赖性。本文通过发展一种数值方法来构造中子星上任意自旋的黑洞-中子星双星的初始数据，为这一任务奠定了基础。我们通过在参数空间的大区域中构造初始数据集来证明代码的鲁棒性。除了改变中子星的自旋大小和自旋方向外，我们还研究了中子星的致密性、质量比、黑洞的自旋和黑洞的自旋方向。具体来说，我们能够构建初始数据集与中子星旋转离心分裂附近，与黑洞自旋大$S_{\rm BH}/M_{\rm BH}^2=0.99$。
2016-07-27 gr-qc
Quasi-radial modes of pulsating neutron stars: numerical results for general-relativistic rigidly rotating polytropic models
在本文中，我们计算广义相对论多方模型模拟刚性旋转，脉动中子星。这些相对论性的致密天体，半径为$\sim 10 \, \mathrm{km}$，质量介于$\sim 1.4$和$3.2$太阳质量之间，与双星密切相关。我们着重计算由于刚体转动而引起的脉动本征频率的变化，这对于研究此类物体的稳定性是一个决定性的问题。在我们的计算中，我们保持旋转扰动项高达二阶的角速度。
2014-10-12 gr-qc
Constraining the Nuclear Equation of State from Rotating Neutron Stars
我们演示了如何可以用来约束的核物质状态方程慢旋转中子星的可观。通过构建贝叶斯框架，我们展示了如何结合不同类型的中子星测量，即将到来的多信使时代的动机，提供信息的后验分布常用的状态方程参数化。举例来说，我们选择了广泛用于表示中子星物理中的现实状态方程的Read等人的四参数模型。由于未来的观测活动将不仅提供质量，半径和旋转速率的测量，而且中子星振荡模式，一个统一的框架来分析联合知识变得必要。虽然在文献中存在一些尝试，这里提出的框架明确考虑到旋转效应，通过使用最先进的普遍关系，其振荡谱。为了证明其性能，我们将其应用于考虑旋转效应的观测值，以达到最佳精度，并使用我们的独立模型进行重建。只需要几个高精度的中子星测量就可以对基本的状态方程施加严格的约束。
2022-07-19 gr-qc
Quadrupole moments of rotating neutron stars
本文用Stergioulas编写的RNS程序，建立了四个状态方程的旋转中子星的数值模型。对于五个选定的恒星引力质量值（在1.0和1.8太阳质量之间）和每个状态方程，恒星的角动量从J=0变化到开普勒极限J= J_{max}。对于每个中子星配置，我们计算Q，质量分布的四极矩。我们表明，对于给定的值的M和J，|Q|的状态方程的刚度增加。对于固定的质量和状态方程，对J的依赖性可以用一个简单的二次拟合Q \simeq -aJ ^2/M c ^2很好地再现，其中c是光速，a是依赖于质量和状态方程的阶数单位的参数。
1998-03-06 gr-qc
Gravitational waves from hot young rapidly rotating neutron stars
引力辐射驱动年轻快速旋转的中子星的r模不稳定性。这种不稳定性预计会通过引力辐射带走恒星的大部分角动量，使恒星以大约100 Hz的速度旋转。在本文中，我们以一种简单的方式模型的发展不稳定性和演化的中子星在长达一年的自旋下降阶段。这使我们能够预测由此产生的重力波形的一般特征。我们表明，在室女星系团中形成的中子星可以被LIGO和VIRGO引力波探测器探测到，当它们达到“增强”的灵敏度水平时，如果开发出接近最佳的数据分析技术，振幅信噪比可能高达约8。我们还分析了宇宙中中子星形成的r模辐射产生的引力波的随机背景。假设相当一部分中子星出生时的自旋频率接近它们的最大值，那么这个随机背景的能量密度大约是宇宙学闭合密度的10^-9，范围在20 Hz到1 kHz之间。这种辐射也应该被“先进”的LIGO探测到。
1998-05-04 gr-qc
Slowly Rotating Neutron Star with Holographic Multiquark Core: I-Love-Q Relations
计算了具有全息多夸克核的慢转大质量中子星NS的转动惯量（$I$）、转动潮汐Love数（$λ^{\rm (rot)}$）和四极矩（$Q$），并与纯MQ星进行了比较.手征有效理论~（CET）刚性状态方程~（EoS）被用于中子星的壳层。无量纲多极矩$\bar{I},\barλ^{\rm (rot)}, \bar{Q}$被发现是独立的旋转参数，并完全由零阶恒星轮廓。由Yagi和Yunes [1，2]发现的普遍的“I-Love-Q”关系即使在MQ核心存在的情况下也大多被保留下来。结合$\bar{I}, \barλ^{\rm (rot)}, \bar{Q}$探讨了潮汐形变参数$\barλ^{\rm (tid)}$，验证了两种普适的I-Love-Q关系。然而，在多极图中关于中子星的人口的质量和紧凑性的独特的扭结可以揭示存在的大质量NS与MQ核心。
2021-11-01 gr-qc
Rapidly rotating neutron stars with realistic nuclear matter equation of state
研究比较了三种数值代码构建的旋转中子星平衡模型，发现慢旋转近似与快旋转方法在Keplerian频率下的最大质量构型差异达6.67%。
2022-12-09 gr-qc
Dynamics of Fast Rotating Neutron Stars: An Approach in the Hilbert Gauge
我们描述了一组时间演化方程及其数值实现的调查非轴对称振荡的快速旋转紧凑的物体在完全广义相对论，考虑到一个动态时空的贡献。我们推导了希尔伯特规范中时空的微扰方程，而流体动力学演化是基于能量动量张量的微扰。在我们的数值实现中，我们使用Kreiss-Oliger耗散，以实现稳定的时间演化。我们的代码具有很高的精度，计算费用很低，我们能够提取的非轴对称模式的致密物体的旋转速率的开普勒极限的频率。
2020-09-10 gr-qc
Rapidly Rotating Neutron Stars in Dilatonic Einstein-Gauss-Bonnet Theory
我们构造了一系列的快速旋转中子星的爱因斯坦-高斯-邦纳理论，采用两个状态方程的核物质。我们分析了这些中子星的物理性质对高斯-邦纳耦合强度的依赖关系。对于一个给定的状态方程，我们确定快速旋转的中子星的物理相关的域，这是由一组的中子星旋转开普勒极限，一组的中子星沿长期不稳定线，和一组静态的中子星。与爱因斯坦引力相比，高斯-邦纳项的存在减少了这个区域，导致最大质量的值更低，中心密度也更小。对于快速旋转的中子星，四极矩被高斯-邦内项减小，而对于慢速旋转的中子星，四极矩被高斯-邦内项增大。在广义相对论中发现的四极矩和转动惯量之间的普适关系似乎可以扩展到爱因斯坦-高斯-邦纳理论，几乎不依赖于高斯-邦纳项的耦合强度。中子星带有少量的负电荷。
2016-01-21 gr-qc hep-th
New quasi-universal relations for static and rapid rotating neutron stars
在过去的几十年里，人们提出了许多中子星的不同全局物理量之间的普适关系，以约束中子星的不可观测或难以观测的性质。但很少有与引力红移或引力结合能有关的，特别是对于快速旋转的中子星。在这里，我们将集中讨论与这两个量有关的普遍关系。基于正常或混合中子星微观核多体理论预言的11个状态方程，提出了静态、一般转动和开普勒转动3种转动情况下的一组新的准普适关系.这些新的准普适关系为约束或估计中子星的不可观测或难以观测的性质提供了一种可能的途径。
2020-08-07 astro-ph.HE gr-qc
Exact Solution for the Exterior Field of a Rotating Neutron Star
本文给出了仅含有理函数的Einstein-麦克斯韦方程组的一类四参数精确渐近平坦解。它可以用极向磁场描述慢转或快转中子星的外场。
2000-01-25 astro-ph gr-qc
On the Maximum Mass of Differentially Rotating Neutron Stars
我们构建了不同旋转的中子星的相对论平衡模型，并表明它们可以支持显着更多的质量比他们的非旋转或均匀旋转的同行。我们动态地发展这样的“hyperadjuve'"模型在充分的广义相对论，并表明，确实存在的配置是动态稳定的径向崩溃和酒吧的形成。我们的研究结果表明，中子星合并的残余可能是暂时稳定的差异旋转，导致延迟崩溃和延迟引力波爆发。
1999-11-01 astro-ph gr-qc
The r-mode instability in rotating neutron stars
在这篇综述中，我们总结了目前的理解与旋转中子星中的所谓的r-模式的引力波驱动的不稳定性。我们讨论的r-模式的性质，详细的力学不稳定性及其潜在的天体物理意义。特别是我们讨论的结果有关的新生中子星的自旋演化，r-模式引力波的可探测性和机制限制的吸积中子星在二元系统的自旋速率。
2000-10-27 astro-ph gr-qc
Evolutions of Magnetized and Rotating Neutron Stars
我们研究了磁化和刚性旋转中子星在一个完全广义相对论的实现理想磁流体力学没有假设的对称性在三维空间的演变。恒星被建模为旋转，磁化多变的恒星，我们研究不同的情况下，研究他们的动力学和稳定性。特别是，我们专注于恒星的稳定性和可能的临界行为。除了其内在的物理意义，我们使用这些演变作为我们的实施，其中包括新的发展，以处理磁化系统的进一步测试。
2010-05-24 astro-ph.SR gr-qc
Universal Relations for the Increase in the Mass and Radius of a Rotating Neutron Star
自转导致中子星的质量和赤道半径增加。质量和半径敏感地依赖于冷的致密物质的未知状态方程（EOS）。然而，由于旋转引起的质量和半径的增加几乎与EOS无关。物态方程的独立性引出了中子星普适性的概念。本文计算了中心密度为常数的旋转中子星序列。我们使用一组随机生成的状态方程，构造简单的修正因子，对非旋转中子星的流体静力平衡方程计算出的质量和半径进行修正。修正因子仅取决于非自转恒星的质量和半径，几乎与状态方程无关。这使得在EOS推理代码中包含旋转中子星的观测在计算上是便宜的。我们还构建了一个映射从测量的质量和半径的旋转中子星到相应的非旋转的恒星。如果测量许多不同自旋的中子星的质量和半径，这种映射就有可能构造出零自旋质量-半径曲线。我们表明，在极地和赤道半径的变化是对称的，在极地半径收缩的速度相同，赤道半径的增长。这种对称性与赤道紧致度（质量与半径之比）在一个等密度序列上几乎是常数的观察有关。
2022-08-08 astro-ph.HE gr-qc
Highly accurate calculation of rotating neutron stars
本文介绍了一种新的谱码，它能以前所未有的精度构造快速旋转恒星的广义相对论模型。作为第一个应用程序，我们重新检查均匀旋转的同质恒星，并比较我们的结果与以前的几个代码。此外，给出了高度扁平旋转体对应的相对论性的代表性例子。
2001-11-20 astro-ph gr-qc hep-th
Charges and Magnetic Fields of the Slowly-rotating Neutron Stars
结合Goldreich-Julian的磁制动机制来解释射电恒星由于自旋下降而产生的亮度，探索至少在理想情况下有多少磁通量实际上可以穿透旋转的中子星的表面是有一定意义的。为了解决这个问题，人们需要弄清楚旋转的中子星上的电荷量和磁场的结构。本文利用Wald的解生成方法，计算了不带电和（微）带电中子星周围的磁场。特别是对于带电的中子星，Wald的论证再次证明了中子星将逐渐吸积电荷直到达到平衡值$\tilde{Q}=2B_{0}J$。然后计算了旋转中子星表面一半的磁通量。当非零吸积电荷的值在$0 < \tilde{Q} \leq 2B_{0}J$范围内时，通过中子星的总磁通量已被证明大于没有吸积电荷时的总磁通量。
2003-09-18 astro-ph gr-qc
A numerical study of the r-mode instability of rapidly rotating nascent neutron stars
本文首次报道了{ \it rapidly}旋转可压缩恒星模型的经典r模数值分析结果。在不考虑慢转近似的情况下，数值求解了牛顿引力场中旋转恒星的线性摄动方程组。得到了制约热年轻中子星转动频率的引力波辐射诱导不稳定性的临界曲线。考虑到中子星的标准冷却机制，我们还给出了中子星在冷却和自旋下降过程中的“演化曲线”。当采用中子星的标准冷却机制时，$1.4M_{\odot}$星的旋转频率降低到100 Hz左右。这一结果证实了采用慢旋转近似的其他作者的结果。
2000-08-10 astro-ph gr-qc
The surface of rapidly-rotating neutron stars: implications to neutron star parameter estimation
中子星内部成分探测器（NICER）目前正在观测旋转中子星表面热点发射的X射线脉冲轮廓，从而能够以前所未有的精度推断其半径。脉冲轮廓模型中的一个关键要素是恒星扁圆形状的分析公式。这些公式需要在一个大的中子星的解决方案，其中涵盖了广泛的状态方程，恒星的紧凑性和旋转频率的合奏拟合。然而，这一过程引入了系统误差的来源，因为（i）拟合不能完美地描述系综中所有恒星的表面，以及（ii）中子星由单个状态方程描述，其对表面形状的影响在拟合过程中被平均。在这里，我们进行了第一次研究这个系统误差，发现证据表明，它是次显性相对于由NICER半径推断的统计误差。我们还发现，NICER目前使用的公式可以用于推断快速旋转的恒星的半径的证据，公式的有效性域之外。此外，我们采用了一种精确的基于几何的方法来定位快速旋转中子星的数值解的表面，并采用了一个新的高精度公式来描述它们的表面。这些结果可用于需要精确描述快速旋转中子星扁圆表面的应用。
2021-05-05 astro-ph.HE gr-qc
Three dimensional evolution of differentially rotating magnetized neutron stars
我们构造了一个新的三维广义相对论磁流体动力学程序，在该程序中采用了固定网格加密技术。为了保证无发散条件和磁通量守恒，我们采用了Balsara（2001）的方法。使用这个新的代码，我们发展的差异旋转磁化中子星，并发现一个磁驱动的流出是从恒星发射表现出扭结不稳定性。物质喷射速率和坡印廷通量仍然与我们先前的发现一致（Shibata等人，2011）在轴对称模拟中获得。
2012-07-27 astro-ph.HE gr-qc
Secular Instability of g-Modes in Rotating Neutron Stars
引力辐射倾向于驱动旋转不稳定的中子星中的引力模。对于无粘恒星，当旋转频率是非旋转恒星相应模式频率的0.7倍时，不稳定性开始。自旋频率为$\go 100$ Hz的中子星易受这种不稳定性的影响，其增长时间为数年。然而，粘性耗散可能抑制不稳定性，除了在$10^9$ K附近的窄温度范围。我们还表明，粘性驱动的不稳定性的g模式是不存在的。
1999-04-09 astro-ph gr-qc
Rapidly rotating neutron stars in $R$-squared gravity
引力的$f(R)$理论是对暗能量最流行的替代解释之一，因此研究这些理论可能的天体物理意义是一项重要的任务。本文通过考虑在$R^2$引力作用下快速旋转的中子星，在这个方向上取得了实质性的进展。数值结果和我们使用的方法是非微扰和自洽的。详细研究了中子星的质量、半径和转动惯量等性质，结果表明自转放大了对广义相对论的偏离，最大质量和最大转动惯量可以达到很高的值。这一观测结果类似于之前在其他引力理论（如标量张量理论）中对快速旋转的中子星的研究，它可能会导致强烈的天体物理学表现。
2015-01-19 astro-ph.HE gr-qc
Four-Hair Relations for Differentially Rotating Neutron Stars in the Weak-Field Limit
通过对中子星的X射线观测来研究超核密度下的物理学的机会，导致了对某些近似普适关系的深入研究，这些关系可以消除脉冲轮廓模型中的简并。一组这样的关系式可以确定中子星的所有多极矩，而这些多极矩仅由前三个（质量矩、电流偶极矩和质量四极矩）决定，与物态方程几乎无关。这些三根头发的关系被发现在刚性旋转的中子星中成立，就像在旧的中子星中一样，但是中子星也可以有差异地旋转，就像原始中子星和超大质量的双星合并的瞬态残留物一样。在这里，我们扩展了三头发的关系，差分旋转的恒星第一次与一个通用的旋转定律，使用两个近似：弱场计划（在权力的中子星紧凑性的扩展）和微扰差分旋转计划（关于刚性旋转的扩展）。这些近似使我们能够解析地推导出近似的普适关系，使我们能够确定一个（微扰）差分旋转的恒星的所有多极矩的前四个时刻。这些新的四毛关系的差异旋转中子星被发现是近似独立的状态方程的程度比均匀旋转的恒星的三毛关系。我们的研究结果可以在快速差分旋转的恒星在全广义相对论使用数值模拟的四毛关系的发展。
2015-10-09 astro-ph.HE gr-qc
I-Q relation for rapidly rotating neutron stars
考虑任意快速旋转的中子星转动惯量与四极矩之间的普遍关系。最近的研究表明，这种关系打破了快速旋转。我们发现，它仍然是普遍的各种建议的状态方程中的某些无量纲参数的常数值表征的大小的旋转。这些参数之一包括中子星半径，导致一个新的普遍关系，通过质量，频率和自旋参数表示半径。这可以成为半径测量的强大工具。
2014-06-27 astro-ph.SR gr-qc
Stability and collapse of rapidly rotating, supramassive neutron stars: 3D simulations in general relativity
我们在完全广义相对论下进行了三维数值模拟，研究了快速旋转的超大质量中子星在质量脱落极限下的动力学坍缩稳定性。我们采用了绝热状态方程与$Γ= 2$和重点放在均匀旋转的恒星。我们发现，发病的动力学不稳定性沿质量脱落序列几乎与发病的长期不稳定性。不稳定的恒星在大约一个旋转周期内坍缩成旋转的黑洞。我们还研究了稳定的恒星，已不稳定的压力耗尽（例如，通过相变）或质量吸积的崩溃。在任何情况下，我们都没有发现在新形成的克尔黑洞周围形成大质量盘或任何喷出物的证据，即使祖先正在快速旋转。
1999-11-16 astro-ph gr-qc
Finite-Element Simulations of Rotating Neutron Stars with Anisotropic Crusts and Continuous Gravitational Waves
本文通过三维有限元模拟研究旋转中子星固态壳层各向异性引发的“山”形变，发现其产生的引力波可被现有探测器探测，且椭率上限与邻近快速自转脉冲星观测值相符。
2024-09-22 gr-qc nucl-th
Effectively universal behavior of rotating neutron stars in general relativity makes them even simpler than their Newtonian counterparts
最近的研究表明，缓慢旋转的中子星在它们的转动惯量$I$、四极矩$Q$和潮汐形变勒夫数$λ$（I-Love-Q关系）之间表现出一种有趣的相关性，与致密天体的状态方程无关。在目前的工作中，一个类似的，更普遍的，普遍性被证明适用于所有旋转的中子星在广义相对论;中子星的前四个多极矩是相关的方式独立于我们假设的核物质状态方程。利用这个关系，即使我们不知道精确的状态方程，我们也可以用更少的参数相当精确地描述中子星周围的几何形状。此外，中子星所表现出的这种普遍行为，可以将它们提升为更有希望的候选者（仅次于黑洞），以检验引力理论。
2014-03-05 astro-ph.HE gr-qc
On the dynamical stability of quasi-toroidal differentially rotating neutron stars
在完全广义相对论下，通过流体动力学模拟研究了相对论性、微分旋转、准环面中子星模型的动力学稳定性。我们发现，在这项工作中研究的所有准环形配置的动态不稳定的增长的非轴对称模式。单臂和杆模式的不稳定性增长过程中，他们的演变。我们发现，非常高的静止质量配置崩溃形成黑洞。我们的计算表明，配置的静止质量小于二进制中子星的阈值质量迅速坍缩到黑洞动态过渡到球状，差分旋转的动态稳定，但长期不稳定的恒星。我们的研究表明，极端准环形中子星平衡解的存在并不意味着长寿命的二进制中子星合并残留物可以更大的质量比以前发现的。最后，我们发现的模型，最初是超克尔（$J/M^2>1$），并经历灾难性的崩溃上的动态时间尺度，在对比发现在早期的作品。然而，宇宙审查在我们所有的情况下都受到尊重。我们的工作明确地表明，超过克尔界的旋转中子星模型并不意味着动力学稳定性。
2019-06-20 astro-ph.HE gr-qc
Post-Newtonian Models of Differentially Rotating Neutron Stars
发展了一种自洽场方法，可用于构造一阶后牛顿阶的差动自转恒星模型。旋转定律由比角动量分布j（m）指定，其中m是在恒定比角动量表面内的重子质量分数。然后用该方法计算了由吸积引起的白矮星坍缩所产生的新生中子星模型。结果表明，相对论模型的动能与引力结合能之比略小于牛顿模型的相应值。
2002-07-24 astro-ph gr-qc
Collapse of Rotating Supramassive Neutron Stars to Black Holes: Fully General Relativistic Simulations
在完全广义相对论下，通过轴对称模拟研究了均匀旋转的超大质量中子星的引力坍缩终态。作为初始条件提供的旋转恒星对于准径向引力坍缩是边缘稳定的，并且其赤道半径以开普勒速度旋转（即，恒星处于质量脱落极限）。为了模拟中子星，我们采用了多方状态方程为广泛的多方指数为$n=2/3$，4/5，1，3/2和2。我们跟踪了黑洞的形成和演化，并表明无论$n (2/3\leq n \leq 2)$的值如何，最终状态都是克尔黑洞，并且盘质量非常小（初始恒星质量的$< 10^{-3}$）。
2003-10-01 astro-ph gr-qc
Rapidly rotating neutron stars in scalar-tensor theories of gravity
本文给出了标量-张量引力理论中控制快速旋转中子星平衡的场方程，以及有代表性的数值解。研究了非平凡标量场存在的条件以及与广义相对论解的偏差。标量张量理论的两个例子进行检查-一种情况下，相当于Brans-Dicke理论和第二种情况下，这是微扰等价于爱因斯坦的广义相对论在弱场制度，但可以显着不同的强场。我们的数值结果表明，快速旋转的中子星模型与非平凡的标量场存在于这两种情况下，标量场的影响是更强的快速旋转。如果我们根据目前的观测结果来考虑耦合参数的值，那么只有标量-张量理论的第二个例子对中子星的结构有重要的影响。我们表明，标量化，快速旋转的中子星存在的参数范围比在静态的情况下，因为一个非平凡的标量场存在，即使耦合常数$β>-4.35$的值，这些解决方案是积极的比广义相对论的更有利。此外，快速旋转的标量张量中子星与广义相对论解的偏差明显大于静态情况。
2014-02-24 astro-ph.HE gr-qc
Triaxial instabilities in rapidly rotating Neutron Stars
用LORENE/Nrotstar程序研究了快速旋转中子星的粘滞驱动棒模长期不稳定性。这些不稳定性为中子星的旋转频率设定了比开普勒频率/质量脱落极限更严格的极限。程序中采用的方法包括扰动一个中子星的轴对称稳态位形，并通过构造一系列三轴准平衡位形来研究其演化。从CompOSE数据库中找出了Polytropic以及10个现实状态方程（EOS）的对称性破缺点。分段多变的EOSs的概念已被用来理解现实EOSs的旋转不稳定性，并与19个不同的现实EOSCompOSE验证。文中还简要地讨论了用地基LIGO/VIRGO干涉仪探测粘性不稳定性引起的准周期引力波的可能性。
2018-04-26 astro-ph.HE gr-qc
Uniformly rotating neutron stars
在这一章中，我们回顾了最近的结果静态和均匀旋转的中子星的平衡位形的Hartle形式主义。我们从Belvedere等人（2012，2014）制定和扩展的Einstein-Maxwell-Maxwell as-Fermi方程开始。我们演示了如何进行这些方程的数值积分不同的中心密度${\it ρ}_c$和角速度$Ω$和计算静态$M^{stat}$和旋转$M^{rot}$质量，极性$R_p$和赤道$R_{\rm eq}$半径，偏心率$ε$，转动惯量$I$，角动量$J$，以及四极矩$Q$的旋转配置。为了满足旋转中子星的稳定性判据，我们考虑了开普勒质量脱落极限和轴对称长期不稳定性。在此基础上，我们构造了新的质量-半径关系，计算了中子星的最大质量和最小自转周期（最大频率）。最后，我们比较和对比我们的结果的全球和本地的中子星模型。
2016-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A Numerical Study of Normal Modes of Rotating Neutron Star Models by the Cowling Approximation
本文将Cowling近似下快速旋转相对论恒星模型的模式分析方法应用于具有真实状态方程的旋转中子星。对于选定的状态方程，数值求解从非旋转到最大旋转状态的恒星模型的f模的本征值和本征函数。低阶f模的中性点被确定为恒星旋转频率的函数。在多方的情况下，我们发现，杆模式可以有中性点的模型与相对较强的引力。中性点处的转动频率随模型的引力质量增大而增大。作为天体物理应用，我们讨论了引力辐射引起的不稳定性的时间尺度和紧凑双星系统在吸气运动中共振激发f模的可能性。
1998-11-06 astro-ph gr-qc
Rotating neutron stars with non-barotropic thermal profile
中子星为最极端条件下的物理学提供了极好的实验室。迄今为止，轴对称、定常、差速旋转的中子星模型都是在强正压假设下建立的，其中所有热力学量之间存在一一对应的关系。这意味着物质元素的特定角动量只取决于它的角速度。然而，中子星早期阶段的物理条件是由它们剧烈的诞生过程决定的，通常是超新星，或者在某些情况下是两颗中子星的合并，详细的数值模型表明，由此产生的恒星绝不是正压的。在这里，我们构建模型的固定，差分旋转，非正压中子星，状态方程和特定的角动量依赖于一个以上的独立变量。我们表明，相对论欧拉方程的潜在制定可以扩展到非正压的情况下，这是一个新的结果，即使是牛顿的情况下，据我们所知。我们将新方法应用到XNS程序中，构造了非正压状态方程的平衡构型。我们仔细研究所得到的配置，通过不断发展他们动态的数值相对论代码BAM，从而表明，新的方法确实产生固定的，差分旋转，非正压中子星配置。
2019-11-12 astro-ph.HE gr-qc
Differentially-rotating neutron star models with a parametrized rotation profile
分析了选择转动定律对轴对称相对论性微分转动中子星平衡序列的影响。每个模型的最大允许质量受到沿径向方向的角速度分布以及由此产生的差动旋转程度的强烈影响。为了研究宽的参数空间所隐含的选择的旋转法律，我们引入了一个功能的形式，推广了所谓的“j常数。法律”在所有以前的工作。利用这个新的旋转定律，我们再现了不同的三维动力学模拟的中子星合并的差分旋转残余物的角速度的轮廓。我们从球对称的静态情形出发，用多方状态方程计算了差分自转恒星的平衡序列。通过分析序列在恒定的比率，T/ |W|，旋转动能的引力结合能，我们发现，最好的描述的双中子星遗迹的参数不能产生平衡配置的值的T/ |W|超过0.14，长期不稳定性的开始。
2011-01-13 astro-ph.SR gr-qc
Magnetohydrodynamic simulations of self-consistent rotating neutron stars with mixed poloidal and toroidal magnetic fields
我们首次在完全广义相对论下对具有极向和环向磁场的自洽旋转中子星进行了磁流体动力学模拟。假设理想的传导性、平稳性和轴对称性，计算初始均匀旋转的NS模型。虽然混合场结构的特定几何形状可以延迟或加速解析微扰研究中已知的各种不稳定性的发展，但我们所有的模型最终都屈服于它们。在我们的磁星核心中，差动旋转是自发产生的，经过足够的时间后，它又被转换回匀速旋转。快速旋转的磁星显示出大量的喷出物，这可能是瞬态千诺瓦签名的原因。然而，当我们的模拟结束时，这些磁星的两极并没有出现伽马射线暴所必需的高度准直的螺旋磁场或初期喷流。
2021-10-29 astro-ph.HE gr-qc
Perturbative approach to the structure of rapidly rotating neutron stars
我们用J. Hartle在1967年提出的微扰方法和一组状态方程来模拟中子星内核的强子相互作用，建立了旋转星的模型。我们集成的恒星结构方程的三阶角速度和显示，比较我们的结果与完全非线性代码，在何种程度上三阶校正需要准确地再现的转动惯量的恒星旋转速率相媲美的最快的孤立的恒星。
2005-08-02 astro-ph gr-qc
Pseudo-Newtonian Potentials to Describe the Temporal Effects on Relativistic Accretion Disks around Rotating Black Holes and Neutron Stars
本文提出了两种近似于相对论性吸积盘围绕旋转（和反向旋转）致密天体的角频率和周转频率的伪牛顿势。其中之一，对数修正的潜力，是一个更好的近似的频率，而另一个，二阶扩展的潜力，也再现了特定的能量为圆形轨道的密切协议与广义相对论值。这些潜力可以包括在时间相关的流体动力学模拟，以研究这种吸积盘的时间行为。
2002-09-03 astro-ph gr-qc
Universal relations for the Keplerian sequence of rotating neutron stars
我们研究旋转中子星的开普勒（质量脱落）序列。十二个不同的状态方程被用来描述核结构。我们找到了四个拟合关系，它们将质量脱落极限中恒星的旋转频率、质量和半径与静态序列中恒星的质量和半径联系起来。我们展示了由Lattimer和Prakash [Science，304，536，（2004）]导出的开普勒频率的近似关系的崩溃，然后我们提出了一个新的，独立于EOS的和更准确的关系。对于参考非旋转中子星的致密性$M_{S}/R_{S}$的大范围，即与旋转中子星具有相同中心密度的静止中子星，该关系式拟合旋转中子星的开普勒频率约为$2\%$。对于$M_{S}/R_{S}\leq 0.05~M_{\odot}$ /km（$f_{K}\leq 350$ ~Hz），拟合公式的性能接近$4\%$。我们提出了额外的EOS独立的关系的开普勒序列包括$M_{K}f_{K}$和$R_{K}f_{K}$的$M_{S}f_{S}$和$R_{S}f_{S}$方面的关系，分别，一个$M_K/R_K$作为$f_{K}/f_{S}$和$M_S/R_S$的函数，以及$M_K$，$R_K$和$f_K$之间的关系。这些新的拟合关系近似与EOS无关，在$8\%$的最坏情况下存在误差。开普勒序列性质的普遍性，这里添加到一组其他的中子星普遍关系在文献中，如$I$ -爱- $Q$关系，引力结合能和能量，角动量和半径的最后一个圆形轨道的测试粒…
2019-01-18 astro-ph.HE gr-qc
Slowly rotating neutron and strange stars in $R^2$ gravity
本文研究了自洽慢转中子星和奇异星在R平方引力中的运动。为此，我们首先推导出描述缓慢旋转致密星在$f(R)$ -引力作用下结构的方程，然后同时求解外部和内部问题。在两种不同的强子状态方程和一种奇异物质状态方程下，研究了慢转中子星的结构。详细讨论了转动惯量及其对恒星质量和$R$平方引力参数$a$的依赖关系。我们发现，中子星的转动惯量的参数$a$的大值可以高达$30\%$更大的相比，相应的广义相对论模型。这比由$R$平方重力引起的最大质量变化高得多，并且超出了EOS的不确定性。这样，未来对致密恒星转动惯量的观测就可以让我们区分广义相对论和$f(R)$引力，更广泛地测试引力的强场机制。
2014-07-08 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational waves from the r-modes of rapidly rotating neutron stars
自1997年Amaldi会议以来，我们已经了解到，在天体物理现实条件下，快速旋转的中子星的r模对引力辐射反应是不稳定的。新生的中子星旋转速度超过100赫兹，可能在超新星诞生后的一年内下降到这个频率，发射出引力波，这种引力波可能被增强的LIGO干涉仪在一个距离上探测到，其中包括每年几颗超新星。这些事件的宇宙学背景可能被先进的LIGO探测到。低质量x射线双星中中子星的自旋（大约300赫兹）也可能是由于r模不稳定性（在不同的条件下），我们银河系中的一些系统也可能产生可检测的引力波--参见G. Ushomirsky在这卷。许多工作正在进行中，以发展我们对r-模式天体物理学的理解，以完善早期对引力波可探测性的乐观估计。
1999-12-15 astro-ph gr-qc
Plasma Magnetosphere of Rotating Magnetized Neutron Star in the Braneworld
研究了膜世界中旋转磁化中子星周围的等离子体磁层。为了计算简便，本文分析了磁场与自转轴夹角为零的排列中子星的Goldreich-Julian电荷密度。从膜世界中慢转恒星时空的麦克斯韦方程组出发，导出了静电势的二阶微分方程。该方程的解析解表明了膜张力对加速电场和沿开场线的电荷密度的广义相对论修正。强调了这种效应对磁层能量损失问题的影响。结果表明，当中子星表面初始电位和场均为零时，当膜电荷为负时，由Goldreich-Julian电荷密度产生的等离子体模的振幅将增大.最后导出了膜世界中慢转恒星磁层中测试粒子的运动方程。然后，我们分析了粒子在极冠的运动，并表明膜张力可以显着改变条件的粒子加速在极冠地区的中子星。
2010-04-23 astro-ph.HE gr-qc
Effects of the equation of state on the bulk properties of maximally-rotating neutron stars
中子星是宇宙中已知的众多天体之一，也是研究超凝聚态奇异物理学的理想实验室。虽然同时测量非旋转中子星的质量和半径可能会对致密核物质的性质施加限制，但对接近质量脱落极限的最大旋转中子星的观测和研究可能会导致更进一步的限制。理论预测允许中子星以极快的速度旋转（甚至超过$2000 \ {\rm Hz}$）。然而，直到这一刻，观测到的最快旋转脉冲星的频率为$716 \ {\rm Hz}$，比理论预测低得多。对于导致这种情况的机制，有许多建议。在任何情况下，对均匀旋转中子星的理论研究，以及精确的测量，都可以提供关于状态方程高密度部分的丰富信息。此外，中子星通过它们的演化，可能为我们提供一个判断旋转致密星最终命运的标准。本研究的主要内容是体中子星性质对质量脱落极限状态方程的敏感性。
2020-01-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Properties of rotating neutron stars in light of binary compact object mergers
本文使用八种状态方程研究了旋转中子星的性质，计算了转动惯量等可观测量，指出 GW190814 中约 2.6 太阳质量的次级天体可能是频率大于 1000 Hz 的快速旋转中子星。
2023-11-20 astro-ph.HE gr-qc
On the maximum mass and oblateness of rotating neutron stars with generic equations of state
本文利用超过百万个通用状态方程，系统研究了旋转中子星的准普适关系，精确确定了旋转与非旋转星的最大质量比，并发现了表面扁率的新关系，为限制中子星最大质量和改进X射线辐射建模提供了依据。
2023-07-06 astro-ph.HE gr-qc
Modeling of non-rotating neutron stars in minimal dilatonic gravity
最小暗粒子引力模型（MDG），也称为带$ω=0$的大质量Branse-Dicke模型，是一种可供选择的引力模型，它使用一个Branse-Dicke引力-暗粒子场$Φ$，同时解释了暗能量（DE）和暗物质（DM）的效应。本文采用四种不同的真实物态方程，对MDG中的非自转中子星模型进行了广泛的研究，并与最新的观测数据进行了比较。对MDG中描述静态球对称恒星的方程进行了数值求解。与DE和DM相对应的效果被清楚地看到和讨论。
2016-12-13 astro-ph.SR gr-qc
Gravitational wave asteroseismology with fast rotating neutron stars
我们调查的阻尼和增长时间的快速旋转的恒星和各种不同的多方状态方程的Cowling近似的f-模式。我们讨论了本征函数的共同和反旋转模式的差异和计算的阻尼时间的f-模式的几个EOS和所有的旋转速率开普勒限制。这是第一次在广义相对论框架下研究快速旋转中子星这种振荡的阻尼/增长时间。我们使用这些频率和阻尼/增长时间，以创建强大的经验公式，可用于引力波星震学。阻尼/增长时间的估计是基于四极公式，我们的结果符合得很好，在适当的限制与牛顿的。
2011-04-04 astro-ph.SR gr-qc
Gravitational Wave Astrometry for Rapidly Rotating Neutron Stars and Estimation of Their Distances
本文讨论了天体测量时间效应对快速旋转孤立中子星连续引力波数据分析的影响。特别注意的是，通过测量波前的曲率来确定它们的距离的可能性。我们预测，如果初始的LIGO探测器在1/3年内探测到来自一颗稳定自转的未知中子星的1 kHz左右的连续引力波，且椭圆率参数λ <10^{-6}，那么利用先进的LIGO探测器的宽带配置，在3年内可以估算到源的距离r，相对误差Δr/r为\sim 10%.通过将观测到的波的振幅与估计的距离相结合，可以纯粹通过引力波测量来获得关于参数$ε$的信息。
2005-05-26 astro-ph gr-qc
