Did Binary Neutron Star Merger GW170817 Leave Behind A Long-lived Neutron Star?
研究双中子星并合GW170817留下快速旋转大质量中子星并抛射赤道外流与喷流的观测意义，提出隐藏赤道环减速后导致光变曲线重新增亮的半解析模型，与现有观测相符并预测了余辉。
2024-05-30 astro-ph.HE
Super-Massive Neutron Stars and Compact Binary Millisecond Pulsars
中子星的最大质量在多个研究领域都有重要意义，包括天体物理学、核物理学和引力波天文学。紧凑的毫秒双星（轨道周期小于一天）是一个快速增长的脉冲星群体，为寻找最大质量的中子星提供了一个很好的机会。应用一种新的方法来测量伴星两侧的速度，我们之前发现紧凑的毫秒脉冲双星PSR J2215+5135拥有迄今为止已知的最大质量的中子星之一，质量为2.27 $\pm$ 0.16 M $_\odot$（Linares，Shahbaz & Casares，2018）。我们重新审视的0.33 M $_\odot$伴星，脉冲星加热的属性，并认为，在这个“红背”二进制的辐射是极端的，但稳定的，对称的，不一定产生的扩展源。我们也回顾了中子星的质量分布，根据这一点和最近的发现。我们编制了一份清单，列出了所有（九个）系统与超大质量中子星的证据，质量超过2 M $_\odot$。我们发现其中四个是紧凑的二进制毫秒序列（一个黑寡妇，两个红背和一个红背候选人）。这表明紧凑的毫秒双星是限制中子星最大质量的关键。
2019-10-21 astro-ph.HE
Multi-messenger Emission from Tidal Waves in Neutron Star Oceans
天体物理学双星系统中的中子星是多信使天体物理学的重要来源。致密双星系统电磁瞬变的一个潜在来源是中子星海洋，即包裹中子星的外部流体层。我们对中子星海洋中的潮汐波及其后果进行了基础研究。具体来说，我们调查如何在中子星海洋振荡模式可以在紧凑的二进制inspirals和抛物面遇到潮汐激发。我们发现中子星海洋可以维持频率在$0.01-20$ Hz之间的潮汐波。我们的研究结果表明，潮汐共振中子星海浪可能作为一个从未被研究过的源前体电磁辐射中子星黑洞和中子星合并。如果伴随着电磁耀斑，潮汐共振中子星海浪，其能量预算可以达到$10^{46}$尔格，可以作为早期预警信号（合并前$\gtrsim 1$分钟）紧凑的双合并。类似地，激发的海洋潮汐波将与中子星抛物面相遇相吻合。根据中子星海洋模型和耀斑发射情景，费米和NuSTAR可以探测到潮汐共振海洋耀斑，探测率高达$\gtrsim 100$ Mpc，中子星双星的探测率高达$\sim 7$ yr $^{-1}$，中子星-黑洞双星的探测率高达$\sim0.6$ yr $^{-1}$。观测中子星海洋潮汐波和引力波的辐射，将有助于深入了解中子星表面的状态方程、中子星海洋和地壳的组成以及中子星微物理学。
2023-02-02 astro-ph.HE
Distinguishing double neutron star from neutron star-black hole binary populations with gravitational wave observations
两颗中子星合并产生的引力波，与质量相当的混合双星（其中一颗伴星是黑洞）产生的引力波，很难区分。低质量黑洞之所以有趣，是因为它们可能在两颗中子星合并后形成，也可能在大质量恒星坍缩后形成，可能在原始宇宙中物质密度过高时形成，也可能是中子星和暗物质相互作用的结果。引力波通过所谓的潮汐变形参数携带着中子星内部成分的印记，潮汐变形参数取决于恒星的状态方程，对于黑洞来说等于零。我们提出了一种新的数据分析策略，由贝叶斯推断和机器学习来识别混合二进制，因此低质量黑洞，使用从引力波观测推断的潮汐变形参数的分布。
2020-07-24 astro-ph.HE
The rarity of repeating fast radio bursts from binary neutron star mergers
快速射电暴（FRB）是银河系外的，明亮的脉冲发射在射频与毫秒的持续时间。在观测上，FRB可以分为两类，重复FRB和非重复FRB。目前，已经发现了20个未知物理来源的重复FRB。第一个重复FRB 121102的定位和相关持久射电源的发现支持FRB是由年轻的毫秒磁星提供动力的，这些磁星可能是由大质量恒星或双星中子星合并的核心坍塌形成的。这两个形成通道可以通过双星中子星合并产生的引力波来区分。我们首先计算了加拿大氢强度测绘实验（CHIME）观测到的重复FRB的局部形成率的下限。然后，我们表明，只有一小部分（$6\%$）的重复FRB产生的年轻磁星从二中子星合并，基于引力波探测先进LIGO/室女座引力波探测器的第三次观测运行（O3）。因此，我们认为，重复的FRB更可能是由大质量恒星的核心坍缩而不是双星中子星合并产生的磁星。
2020-03-04 astro-ph.HE
Mass and tidal parameter extraction from gravitational waves of binary neutron stars mergers using deep learning
本文提出利用深度学习对双黑洞与双中子星并合引力波信号进行分类，并对双中子星并合模拟信号进行质量和潮汐形变参数回归，展示了深度学习作为传统方法高效替代方案在约束中子星状态方程中的潜力。
2024-01-15 astro-ph.HE
The mass and the radius of the neutron star in the transient low mass X-ray binary SAX J1748.9-2021
本文利用SAXJ1748.9 -2021的时间分辨光谱资料，对双星系统中的中子星的质量和半径进行了推测。利用RXTE观测到的四个X射线爆发，我们可以测量出中子星表面的角尺寸和爱丁顿极限。结合对球状星团NGC 6440的距离测量，我们得到了中子星半径和质量的两个解，R = 8.18 ± 1.62 km，M = 1.78 ± 0.3 M_（\sun）或R = 10.93 ± 2.09 km，M = 1.33 ± 0.33 M_（\sun）。
2013-01-04 astro-ph.HE
Thermodynamics of Hot Neutron Stars and Universal Relations
在过去的几年里，对来自双中子星系统的引力波的探测重新点燃了我们对超致密物质未知性质的更深入理解的希望。特别地，引力波对中子星潮汐形变的约束可以通过一组普适关系转化为对中子星几种性质的约束。除了双中子星合并，超新星爆炸也是探测多信使信号的重要候选者。这样的观测可能使我们能够对中子星的结合能施加重要的约束。本研究报告有两个目的。首先，我们研究了有限温度状态方程与已建立的普适关系的一致性。其次，我们研究了可能存在的一个普遍的联系之间的结合能和无量纲潮汐变形，这是连接到最有前途的多信使信号源的散装性能。我们发现热状态方程并不总是与公认的普遍关系相容。因此，使用这样的表达式来探测广义相对论或对中子星的结构施加约束将是不确定的（当热效应存在时）。此外，我们还表明，结合能和无量纲潮汐变形能力至少在中等质量的中子星中表现出普遍的趋势。后者使我们能够使用来自GW170817事件的数据来设定1.4 $M_\odot$中子星的结合能的界限。最后，我们给出了中子星的紧密性、结合能和无量纲潮汐形变之间的关系，该关系对于冷、热等熵状态方程是精确的。
2022-08-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
General relativistic magnetohydrodynamics simulations for binary neutron star mergers
本文综述2008至2024年间约四十次广义相对论磁化双中子星并合模拟，全面审视磁流体动力学效应，以预测和解释并合现象。
2024-05-27 astro-ph.HE gr-qc
Universal behavior of compact star based upon gravitational binding energy
引力结合能（GBE）与致密性参数（$β=M/R$）一样，也是反映中子星内部结构的特征参数，可以用来表达宇宙间的普遍关系。在恒星质量尺度下，证明了GBE与转动惯量之间存在完美的普适关系，其中正常中子星和夸克星都满足相同的普适关系。此外，还提出了GBE与潮汐形变率之间的一个良好的经验关系，如果恒星质量和潮汐形变率能被较准确地观测或估计，则可以利用GBE与潮汐形变率之间关系的差异来区分脉冲星是正常的中子星还是夸克星。这些普适关系为精确测量恒星质量和转动惯量/潮汐变形能力提供了一种可能的方法来估算GBE。
2019-11-22 astro-ph.HE nucl-th
General gravitational properties of neutron stars: curvature invariants, binding energy, and trace anomaly
Goethe Universität（法兰克福歌德大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；School of Mathematics, Trinity College（都柏林三一学院数学学院）；Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究院）
研究了多种中子星的曲率不变量行为，揭示负曲率在中子星中普遍存在，并改进了引力质量与重子质量之间的关系，同时确定了迹异常为零或负的条件。
2026-04-21 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Multi-Messenger Observability of Neutron Star Binary System
随着技术的进步，中子星双星系统被更频繁地观测到，事实上，第一个具有电磁对应物的引力波起源于两颗中子星的合并（GW 170817）。在合并之前探测这些系统可能有助于恢复开发中子星状态方程的基本数据。本文通过模拟光学中中子星系统的潜在可观测性，研究了分离食双星中子星在合并前的可观测性。据发现，它是不太可能考虑目前的仪器，由于低能见度和不足的时间分辨率，但是，在未来的改进或宽场X射线仪器可能提供一个可行的选择，用于检测这些系统。
2022-11-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Universal Relations for Binary Neutron Star Mergers with Long-lived Remnants
我们提出了一种新的通用关系的二进制中子星合并与长寿的中子星残余物：最近的工作的启发基于数值相对论模拟，我们提出了一种新的方法，使用微扰计算，使我们能够与合并前的中子星二进制潮汐变形合并后残余物的有效紧凑性。我们的研究结果允许预测的恒星参数的长寿残留中子星的研究期间发出的引力波合并前阶段。
2021-06-15 astro-ph.HE gr-qc
Distinguishing binary neutron star from neutron star-black hole mergers with gravitational waves
两颗中子星合并产生的引力波信号，很难与质量相当的中子星和黑洞混合双星产生的信号区分开来。事实上，这两种双星类型都可以解释引力波信号GW 170817，即使考虑到它的电磁对应辐射。我们提出了一种方法，{既不需要从后inspiral阶段的二进制或电磁对应的信息}，以确定混合双星合并的中子星与低质量黑洞单独使用引力波。这种方法是基于这样一个事实，即可以用引力波测量的某些中子星性质对所有中子星来说是共同的或相似的。例如，所有的中子星共享相同的状态方程，如果后者是强子的，则中子星具有相似的半径。如果一个混合双星被误认为是一个中子星双星，那么推断出的中子星的性质将被错误估计，并在一个低质量双星群体中表现为异常值。我们表明，只要$\sim 5$低质量的事件将允许识别的类型的一个事件在$80\%$的置信水平。我们模拟人口的低质量的二进制与分层混合模型，并表明，我们可以限制混合二进制的存在或测量其丰度相对于中子星二进制$\sim 0.1$在$68\%$可信水平与100个事件。
2020-04-22 astro-ph.HE gr-qc
Interpreting Binary Neutron Star Mergers: Describing the Binary Neutron Star Dynamics, Modelling Gravitational Waveforms, and Analyzing Detections
由中子星双星合并而发出的引力波为探索物质和未探索的极端状态下的基础物理打开了一扇新的窗口。为了提取关于中子星内部超核物质和致密双星系统性质的信息，需要可靠的理论处方。本文综述了中子星并合过程中的动力学和引力波信号的一般特征。我们简要介绍了现有的分析和数值方法来调查的高度动态，强场区合并过程中。我们回顾现有的波形近似，并讨论个别波形模型的属性和可能的优点和缺点，以及它们在实际引力波数据分析中的应用。
2020-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Fallback supernova assembly of heavy binary neutron stars and light black hole-neutron star pairs and the common stellar ancestry of GW190425 and GW200115
异常重的中子星合并双星GW 190425的发现与已知的双中子星双星和引力波源GW 170817中的银河系双星的质量分布形成了鲜明的对比。我们建议在这里的形成通道重二进制中子星和轻黑洞-中子星二进制中，大质量的氦星，其中有他们的氢信封在一个共同的信封阶段，保持紧凑，避免质量转移到中子星的同伴，可能避免脉冲星回收。我们提出了三维模拟的超新星爆炸的大质量剥离氦星，并遵循质量回落的演变和随后的吸积到中子星的同伴。我们发现，回落导致显着的质量增长，在新形成的中子星。这可以解释像GW 190425这样的重双星中子星系统的形成，也可以预测像GW 200115这样的轻黑洞-中子星系统的组装。这种形成途径与观测到的银河系中双星中子星的质量-偏心率相关性是一致的。最后，避免质量转移表明我们银河系中脉冲星双星的自旋周期异常长。
2021-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Origins of Binary Neutron Star Mergers: Effects of Common Envelope Efficiency and Metallicity
该研究利用MESA代码模拟不同参数下的双星演化，探明双中子星并合的形成通道与效率，揭示了中子星质量、共包层效率、金属丰度及超新星初始反冲对其形成的影响规律。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-raying the Birth of Binary Neutron Stars and Neutron Star-Black Hole Binaries
我们考虑了超剥离超新星（USSN）伴随中子星（BNS）或中子星-黑洞双星（NS-BH）形成后的回退吸积。后备物质最初直接吸积到新生的NS，而它开始吸积到环双星盘，通常是在USSN爆炸开始后的$0.1\mbox{-}1\, \mathrm{day}$。环双星盘的质量进一步吸积，在每个致密物体周围形成迷你盘，其速度可达几年。我们表明，这样的系统构成了一个二元超亮X射线源（ULX），和一小部分的X射线可以通过USSN喷出物出现。我们鼓励在爆炸后使用Chandra，XMM Newton和NuSTAR对$\lesssim 100\,\rm Mpc$和$\sim 100\mbox{-}1,000\,\mathrm{day}$内的USSNe进行后续观测，这些观测可以检测到X射线对应物的时间变化，这些变化代表了新生致密双星的性质，例如，双星的轨道运动，NS的自旋，和/或迷你盘的准周期振荡。
2022-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron stars in $f(R,T)$ gravity with conserved energy-momentum tensor: Hydrostatic equilibrium and asteroseismology
在具有守恒能量动量张量的$f(R,T)$引力框架下，考虑多方状态方程，研究了球对称相对论性恒星的平衡和径向稳定性.修正的恒星结构方程和钱德拉塞卡脉动方程都是针对$f(R,T)= R+ h(T)$重力模型推导出来的，其中函数$h(T)$采取了特定的形式，以保证能量动量张量的守恒方程。详细研究了中子星的半径、质量、结合能和振荡谱等性质。我们的研究结果表明，一个尖点-这标志着不稳定的外观-形成时，结合能被绘制为紧凑的恒星固有质量的函数。我们发现，基本振动模式的平方频率通过零的中心密度值对应于这样一个尖点的结合能是一个最小值。
2021-08-25 astro-ph.HE gr-qc
Coalescence of binary neutron stars in a scalar-tensor theory of gravity
我们在允许自发标量化的标量张量理论中对合并中的双星中子星进行了数值相对论模拟。我们用真实的状态方程来模拟中子星。我们选择的自由参数的理论考虑到所施加的约束的最新观测的中子星-白矮星双星脉冲星定时。我们发现，即使在这些严格的限制，标量化仍然可以影响的演变的双中子星不仅在后期的inspiral，但也在合并阶段。我们还证实，即使当这两个中子星有相当小的标量电荷在大的分离，他们可以强烈标度动态在最后阶段的inspiral。特别是，我们确定的二元参数标量化发生在后期inspiral或只有在发病后的合并时，一个残余的，超大质量或超大质量的中子星形成。我们还讨论了这些结果如何影响引力波一旦被检测到的物理信息的提取。
2013-10-04 astro-ph.HE gr-qc
Great Impostors: Extremely Compact, Merging Binary Neutron Stars in the Mass Gap Posing as Binary Black Holes
如果单个致密伴星的质量落在所谓的$3-5\ M_\odot$的质量隙内，那么我们能区分正在合并的双黑洞和双中子星吗？对于中子星，实现这样的质量通常需要极端的紧凑性，在这项工作中，我们提出的初始数据和演化的二进制中子星最初在quasiequilibrium圆形轨道具有紧凑性$C=0.336$。它们是迄今为止构造和演化的最紧凑、非真空、准平衡的双星，包括玻色子星。所达到的紧凑性仅略小于由因果关系所强加的最大可能性$C_{\rm max}=0.355$，它要求声速小于光速。通过比较从螺旋晚期到合并和合并后阶段的引力波形，我们确定了用于区分它们的具体测量结果。在这样的致密程度下，双中子星直到合并之前都不会出现潮汐分裂，因此在共同的核心形成之前就开始了迅速的坍缩。在我们的模拟的准确性，从这两个双星的黑洞残余物表现出振铃辐射，是无法区分的扰动克尔时空。然而，它们的螺旋导致相位差的数量级$\sim 5$拉德超过$\sim 81$公里的分离（1.7轨道），而典型的中子星表现出相位差的$\geq 20$拉德。虽然$\sim 5$ rad的差可以通过当前的引力波激光干涉仪（例如，aLIGO/Virgo），单个质量和自旋的不确定性可能会阻止区分这种紧凑的大质量中子星和黑洞。
2020-02-26 astro-ph.HE gr-qc
Inferring the population properties of binary neutron stars with gravitational-wave measurements of spin
最近LIGO-Virgo探测到的来自双星中子星螺旋事件GW 170817的引力波及其伴随的电磁信号的发现标志着多信使天文学的新时代。在未来几年，先进的引力波探测器可能会探测到数十到数百个类似的事件。双星系统中的中子星可能具有显著的自旋，这通过有效自旋参数$χ_\text{eff}$印在引力波形上。我们探讨了天体物理学的推论可能通过引力波测量的$χ_\text{eff}$。首先，使用一个基准模型通知无线电观测，我们估计，$\approx15-30\%$的二进制中子星应该有自旋可测量的$\gtrsim 90\%$置信水平的先进探测器假设的自旋轴的再循环中子星对准的总轨道角动量的二进制。其次，使用贝叶斯推断，我们表明，它是可能的，告诉是否回收中子星的自旋轴往往是对齐的双轨道使用$\gtrsim 30$检测。最后，有趣的限制，可以放置在中子星磁场衰减后$\gtrsim 300$检测，如果银河系双星中子星的自旋周期和磁场强度是合并人口的代表。
2018-08-02 astro-ph.HE gr-qc
Accounting for Tidal Deformability in Binary Neutron Star Template Banks
本文提出构建双中子星引力波模板库的新方法，将潮汐形变度纳入搜索参数，并采用受质量和GW170817状态方程约束的物理先验，把额外模板占比由33%降至8.2%。
2025-09-29 astro-ph.HE gr-qc
Exploring binary-neutron-star-merger scenario of short-gamma-ray bursts by gravitational-wave observation
用广义相对论模拟方法研究了双中子星合并坍缩到黑洞的引力波的特征。我们发现，GW光谱印记的合并动力学，形成过程的磁盘，状态方程的中子星，总质量和质量比。短$γ$射线爆发的中心引擎的形成机制，这可能是由一个黑洞和周围的磁盘，因此，可以通过GW的观测约束。
2010-02-13 astro-ph.HE gr-qc
Black Hole - Neutron Star Binary Mergers: The Imprint of Tidal Deformations and Debris
引力波干涉仪灵敏度的提高将带来对双黑洞和双中子星合并的额外探测。它也很可能增加许多黑洞-中子星双星的合并事件。区分高质量比的混合双星和双星黑洞合并可能是具有挑战性的，因为在这种情况下，中子星与黑洞合并而没有经历重大的破坏。为了研究混合二进制合并到那些行为更像二进制黑洞合并的过渡，我们提出了不同的质量比合并模拟的结果。我们展示了中子星的变形和破裂程度如何影响螺旋和合并动力学，最终黑洞的性质，由潮汐碎片的圆形化形成的吸积盘，引力波，以及应变谱和失配。计算结果还表明了将黑洞击穿的Bowen-York初始数据推广到有中子星伴星的双星的初始数据方法的有效性。
2021-09-03 astro-ph.HE gr-qc
Hierarchical Inference of Binary Neutron Star Mass Distribution and Equation of State with Gravitational Waves
中子星合并双星的引力波观测提供了有关中子星结构和致密核物质状态方程的有价值的信息。已经提出了许多方法来分析观测到的中子星的人口和以前的工作已经证明了联合拟合的天体物理分布和状态方程，以准确地约束状态方程的必要性。在这项工作中，我们引入了一个新的框架，同时推断分布的二进制中子星的质量和核物质状态方程使用高斯混合模型密度估计，减轻了以前使用的方法遭受的一些限制。使用我们的方法，我们重现了以前的预测，我们的联合质量分布和状态方程的推断与数十个观测的预期精度。我们还表明，错误的状态方程模型可以偏置我们的推断的中子星质量分布。虽然我们专注于中子星质量和物质效应，我们的方法是广泛适用于人口推断问题。
2021-12-14 astro-ph.HE gr-qc
Closed-form tidal approximants for binary neutron star gravitational waveforms constructed from high-resolution numerical relativity simulations
我们构造了含潮汐效应的双中子星并合引力波形。该方法依赖于一组新的偏心减少和高分辨率数值相对论（NR）模拟，并由三个步骤组成。首先，从时域NR数据中提取对GW阶段的潮汐贡献。其次，这些贡献被用来固定高阶系数的有效和图解后牛顿表达式。第三，利用定相近似建立频域潮汐近似。我们的潮汐近似是有效的，从低频率到强场制度和合并。它们可以被解析地添加到任何二元黑洞GW模型中，以获得二元中子星波形，无论是在时域还是在频域。这项工作提供了简单，灵活，准确的模型准备用于搜索和参数估计的二元中子星事件。
2018-07-05 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic Flux Emergence in Binary Neutron Star Remnants
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）
该研究通过高分辨率模拟揭示了双中子星残骸中磁流涌现的条件，发现仅在极强磁场下磁浮不稳定性才起作用，而常规磁场则受流体动力学效应主导，对喷流形成机制提出了限制。
2026-02-05 astro-ph.HE gr-qc
Dynamical Capture Binary Neutron Star Mergers
我们研究动态捕获中子星合并可能出现在致密的恒星区域，如球状星团。利用广义相对论流体力学，我们发现这些合并可以导致迅速坍缩成黑洞或形成超大质量中子星，不仅取决于中子星状态方程，而且还取决于碰撞参量。我们还发现，这些合并可以产生高达太阳质量的十分之一的吸积盘和高达太阳质量的百分之几的未束缚喷射物质。我们评论的引力辐射和电磁瞬变，这些来源可能产生的。
2012-10-31 astro-ph.HE gr-qc
Reducing orbital eccentricity in initial data of binary neutron stars
我们发展了一种方法来计算低偏心率的初始数据的二进制中子星进行真实的模拟在数值相对论。通过调整双星的轨道角速度和引入中子星的接近相对速度来控制轨道偏心率。这些修改主要通过二元初始数据的流体静力平衡方程来改进解。通过在~3个轨道上进行时间演化，迭代更新初始数据的轨道角速度和接近速度。我们发现，离心率可以减少一个数量级相比，标准的准圆初始数据，特别是从~0.01到<~0.001，通过三个连续的迭代等质量的双星离开10个轨道合并前。
2014-09-03 astro-ph.HE gr-qc
Constraints on r-modes and mountains on millisecond neutron stars in binary systems
连续的引力波几乎是由旋转的中子星的不对称性发出的单色信号。这些信号尚未被检测到。对来自孤立中子星的连续引力波进行深空搜索需要大量的计算费用。在双星系统中深入搜索中子星的成本甚至更高，但这些目标可能是更有希望的发射体，特别是在数百赫兹区域，地面引力波探测器最敏感。我们在这里提出了一个全天空的搜索连续信号的频率在300和500赫兹之间，从中子星的轨道周期在15和60天之间的双星系统，和投影半长轴在10和40光秒之间。这是对Advanced-LIGO数据的唯一二分搜索，可以探测这个频率范围。与以前的结果相比，我们的搜索是一个数量级更敏感。我们没有检测到任何信号，但我们的结果排除了合理的和未探索的中子星配置，例如，中子星的相对变形大于3e-6在1千秒差距内从地球和r-模式发射在α ~几个1 e-4的水平在相同的距离。
2022-03-31 astro-ph.HE gr-qc
Inferring neutron-star properties from gravitational-wave signals of binary mergers
两颗中子星合并后形成的合并残留物的振荡是高密度状态方程的特征。主振荡频率在引力波频谱的kHz范围内出现明显的峰值。我们描述了如何的主要振荡频率的残余物可以用来推断非旋转中子星的半径。
2015-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Search for Extra-Galactic Intelligence Signal Synchronized with a Binary Neutron Star Merger
我们讨论了接收来自银河系外智慧生物的无线电信号的可能性，大约在我们观察到他们星系中的一颗中子星合并的时候。高精度测量的二进制参数使他们能够发送信号之前，他们自己观察合并信号约$10^4$年。使用SKA，我们可以接收~ $10^4$比特的数据，从40 Mpc的距离传输，输出功率为~ 1 TW。我们还讨论了GW 170817的相关主题，并提到了未来引力波探测器在这种传输方案中的潜在作用。
2019-03-20 astro-ph.HE gr-qc
Astrophysical bounds on mirror dark matter derived from binary pulsars timing data
镜像暗物质（MDM）被认为是暗物质（DM）粒子理论的一个框架。人们认为存在一个暗区，它是普通物质的镜子。一些MDM模型允许粒子相互作用镜像和普通物质，除了引力相互作用。最近从理论和实验两个方面讨论了中子到镜中子跃迁的可能性。本文是在前人工作的基础上，利用双星的计时数据，得到了中子星内部中子转化为镜像中子的可能性的严格上限。这样的转变意味着中子星的质量损失，导致中子星双星系统的轨道周期发生显著变化。因此，这种双星的周期变化的观测界限，把上述过渡率，从而对中子-镜像中子混合参数$ε'$的强烈限制。我们的极限比通过$n-n'$混合解释中子衰变异常所需的值强得多。
2020-11-24 astro-ph.HE hep-th
Interaction of misaligned magnetospheres in the coalescence of binary neutron stars
本文研究了双中子星系统中由无力磁层相互作用产生的电磁光度与偶极倾角的关系。我们发现，这种相互作用提取系统的动能和权力的坡印亭通量具有很强的依赖于偶极子的取向。这种依赖性可以与恒星相互作用时磁场的重新连接和重新分布有关。虽然坡印廷光度的细节在很大程度上取决于取向，但这里考虑的所有情况都辐射出大的坡印廷通量。这种强烈的辐射表明，双中子星系统的合并前阶段可以产生有趣的电磁对应的引力波事件。
2014-08-05 astro-ph.HE gr-qc
Determining the equation of state of neutron stars with Einstein Telescope using tidal effects and r-mode excitations from a population of binary inspirals
第三代引力波天文台如爱因斯坦望远镜（ET）和宇宙探测器（CE）将是通过双星合并时产生的引力波探测中子星结构的理想仪器。在这项工作中，我们预测如何以及ET特别是将使我们能够重建中子星状态方程，通过观察几十个二元中子星合并与信噪比在数百。我们仅限于从inspiral中提取的信息，其中包括潮汐效应和可能的r模式共振。在处理后者时，我们超越了牛顿近似，引入并利用了新的普遍关系。我们发现，观察共振r模的能力将有一个显着的影响中子星状态方程的测量与ET。
2022-05-02 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational-wave luminosity of binary neutron stars mergers
利用大样本的数值相对论模拟，在不同的双星参数和输入物理条件下，研究了准圆中子星合并的引力波峰值亮度和辐射能量。所有双星的峰值光度可以用质量比和首阶后牛顿潮汐参数单独描述。导致迅速坍缩成黑洞的并合具有最大的峰值亮度。然而，每单位质量的最大能量是由产生超大质量中子星或大质量中子星残骸的合并辐射的。我们对双中子星合并事件的引力波光度进行了定量分析，并对这些事件的辐射能量和剩余角动量设定了上限。我们发现，有一个经验的普遍关系连接的总引力辐射和角动量的残骸。我们的结果限制了残余黑洞的最终自旋，同时也表明了稳定的中子星残余黑洞具有超开普勒角动量。
2017-12-12 astro-ph.HE gr-qc
Inspiralling eccentric binary neutron stars: orbital motion and tidal resonance
我们研究了偏心双星中子星的轨道演化。该轨道被描述为一个准开普勒轨道的摄动，由于潮汐耦合。我们发现，除了后牛顿进动外，恒星之间的潮汐相互作用也对轨道进动有贡献。双星的角向运动和径向运动之间的耦合也激发了恒星振荡中的一系列谐波。在小的偏心率限制下，这种耦合主要引起附加的轨道共振，其中轨道频率是f模式频率的三分之一。对于初始偏心率为$\sim 0.2$、轨道频率为$50$ Hz的双星，由于中子星状态方程和双星质量分布的不确定性，这种潮汐共振的存在会在引力波形中引入$\sim 0.5$相移，直到合并。这种在螺旋后期阶段的相移很可能用第三代引力波探测器探测到。
2019-09-18 astro-ph.HE gr-qc
Inferring the post-merger gravitational wave emission from binary neutron star coalescences
我们提出了一个强有力的方法来表征中子星合并的残余物的引力波发射。我们的方法只对信号的形态做了最小的假设，并提供了底层波形的完整后验概率分布。我们应用我们的方法从先进的地面探测器网络的模拟数据，并证明了引力波信号重建。我们研究了不同双星组态和碰撞中子星状态方程的重建质量。我们展示了如何我们的方法可以用来约束尚未确定的状态方程的中子星物质。我们得到的状态方程的约束条件是互补的碰撞中子星在后期inspiral阶段的潮汐变形的测量。在合并后的信号的一个非检测的情况下，下面的二进制中子星inspiral，我们表明，我们可以把发射的能量上限。
2017-12-27 astro-ph.HE gr-qc
Mergers of binary neutron stars with realistic spin
中子星的模拟在物理细节和数值质量方面都取得了很大的进展。然而，中子星的自旋，双星最简单的全球参数之一，仍然是大多未研究。我们提出了第一个，完全非线性广义相对论动力学演化的最后三个轨道的约束满足初始数据的自旋中子星双星，与天体物理现实的自旋对齐和反对对齐的轨道角动量。初始数据采用恒转速法计算。系统的动力学分析规范不变的结合能与轨道角动量曲线。通过与一个二元黑洞结构的比较，我们可以第一次估计不同的潮汐和自旋对结合能的贡献。给出了关于引力波形式的初步结果。轨道运动过程中的相位演化受到自旋轨道相互作用的显著影响，导致延迟或早期合并。此外，还观测到了超大质量中子星主辐射模的频移。我们的研究结果表明，合并波形的详细建模需要包括自旋，即使是在二元中子星系统中观察到的中等幅度。
2014-06-06 astro-ph.HE gr-qc
Phenomenological model of gravitational self-force enhanced tides in inspiralling binary neutron stars
本文提出了PhenomGSF频域现象学潮汐相位模型，结合引力自力信息与任意频域双黑洞波形模型，高效准确地生成双中子星螺旋波形，支持约束中子星状态方程与奇异物质分析。
2024-09-03 astro-ph.HE gr-qc
Understanding binary neutron star collisions with hypermodels
来自双中子星碰撞的引力波为研究超核物质的行为、引力的基本性质和我们宇宙的宇宙历史提供了一个独特的机会。然而，由于爱因斯坦场方程的复杂性，使得能够进行源属性推断的理论模型由于简化假设而遭受系统不确定性。我们开发了一个超模型的方法来比较和测量的不确定性引力波近似。使用国家的最先进的模型，我们应用这种新技术的二进制中子星的观测GW 170817和GW 190425和亚阈值候选GW 200311_103121。我们的分析揭示了波形模型之间微妙的系统差异，频率依赖性研究表明，这是由于潮汐部门的治疗。这种新技术为模型开发提供了一个试验场，并为在未来的观测运行中识别波形系统学提供了一种手段，其中探测器的改进将增加我们观测到的二元中子星碰撞的数量和清晰度。
2022-11-01 astro-ph.HE gr-qc
Modeling the postmerger gravitational wave signal and extracting binary properties from future binary neutron star detections
引力波天文学在测量控制冷的超核物质的状态方程方面已经确立了它的作用。迄今为止，在不久的将来，对中子星双星的引力波测量很可能仅限于内螺旋。然而，未来的升级和下一代引力波探测器将使我们能够探测到两颗恒星合并后发出的引力波特征，当时的密度超过了单个中子星的密度。因此，合并后的引力波信号使超核物质的研究在其极限。为了支持这一系列的研究，我们提出了新的和更新的现象学的二元属性和特征的合并后的演变之间的关系。最值得注意的是，我们得到了一个更新的关系连接的质量加权潮汐变形和最大中子星质量的主要发射频率的合并后的频谱。与配置独立的贝叶斯分析，使用简化的洛伦兹模型函数的帮助下，我们发现，合并后残留物的主要发射频率，为$8$及以上的信噪比，可以提取在1西格玛的不确定性约为100 Hz的先进LIGO和先进处女座的设计灵敏度。在某些情况下，即使合并后信噪比为$4$也足以确定主要发射频率。这将使我们能够测量二进制和状态方程的属性从合并后，执行之间的一致性检查的不同部分的二进制中子星合并，并把我们的物理解释中子星合并的测试。
2019-07-04 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational and electromagnetic outputs from binary neutron star mergers
在吸气中子星双星的晚期，由于其高动态、强引力，会产生强的引力波辐射。此外，恒星磁层之间的相互作用可以产生相当大的电磁辐射。我们研究这种情况下使用完全广义相对论，电阻磁流体力学模拟。我们发现，这些相互作用提取系统的动能，散热，功率辐射坡印亭通量，以及开发电流片。我们的研究结果表明，这种功率可以：（i）胜过双星中的双星，（ii）显示出独特的角度和时间依赖的模式，（iii）在大的开角内辐射。这些性质表明，一些双中子星合并是理想的候选人多信使天文学。
2013-07-24 astro-ph.HE gr-qc
Unequal mass binary neutron star mergers and multimessenger signals
我们采用三种不同的真实微物理核状态方程，并考虑中微子冷却效应，研究了不同质量比的双中子星的合并。特别是，我们集中在引力波签名的状态方程的影响，也对它的作用，结合中微子冷却，在确定所产生的超大质量中子星的性质，产生的中微子，和喷出的物质。我们发现的喷出物与最近的其他研究是一致的，这些研究发现，小质量比产生更多的喷出物比相同质量的情况下（在一定限度内），这种喷出物更富含中子。这一趋势表明，为了能够提取有关核物质状态方程的信息，未来的千新星观测必须测量相关的双星中子星系统的单个质量，这可能是通过同时进行的引力波观测得到的
2016-03-01 astro-ph.HE gr-qc
Inferring the neutron star equation of state from binary inspiral waveforms
核密度以上的中子星物质的性质还不清楚。双中子星在螺旋和合并的后期阶段发射的引力波包含中子星状态方程的印记。测量偏离后期螺旋波形的点粒子极限允许通过引力波观测来测量状态方程的性质。这和一个同伴的谈话，由J。里德报告了一个数值波形的比较，从模拟的螺旋中子星双星，计算状态方程与不同的刚度。我们计算的信号强度的波形之间的差异，为各种委托和拟议的干涉引力波探测器，并表明，在1 kHz左右的频率观测将能够测量的紧凑性参数和约束可能的中子星状态方程。
2010-08-11 astro-ph.HE gr-qc
Fast Extragalactic X-ray Transients From Binary Neutron Star Mergers
最近在钱德拉深场-南（CDF-S）观测的档案数据中发现的两个河外快X射线瞬变，CDF-S XT 1和CDF-S XT 2的观测光变曲线和其他性质表明，它们属于两个不同的X射线瞬变群。XT 1似乎是一种X射线闪光（XRF），即，一个窄束长持续时间的伽马射线暴，而XT 2似乎是一个星云发射的动力来自一个新诞生的毫秒脉冲星在一个中子星双合并。
2019-11-13 astro-ph.HE hep-ph
Binary evolution leading to the formation of the very massive neutron star in the J0740+6620 binary system
我们研究了近距离双星系统的演化，以解释最近观测到的包含有史以来最大质量的毫秒脉冲星PSR J0740+6620及其超冷氦白矮星伴星的双星系统的存在。为了找到这个天体的祖先，我们用我们的恒星程序计算了由一颗中子星和一颗正常施主星组成的几个双星系统的演化。我们假设质量传递是保守的。我们还探讨了辐射反馈对系统的影响。我们发现辐照模型也为毫秒脉冲星及其伴星提供了足够的模型，因此辐照和非辐照系统都是PSR J0740+6620的良好祖星。最后，我们得到了一个双星系统，演变和帐户的观测数据组成的PSR J 0740 +6620（即轨道周期，质量，有效温度和推断的金属丰度的同伴，和质量的中子星）在一个时间尺度小于宇宙的年龄。为了达到观测到的低有效温度，施主星应该有观测所需的氦包层。
2020-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of envelope binding energies on the merger rate density of binary compact objects
Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；SISSA（的里雅斯特国际高等研究学院）；National Institute for Nuclear Physics – INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Physics and Astronomy Department Galileo Galilei, University of Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理学与天文学系）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica, Institut de Ciències del Cosmos, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所量子物理与天体物理学系）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所尼尔斯·玻尔国际学院）；Departamento de Astronomía, Facultad Ciencias Físicas y Matemáticas, Universidad de Concepción（康塞普西翁大学理学院天文学系）
研究包层束缚能对二元致密天体合并率的影响，通过分析不同恒星轨道的束缚能，发现内部能量源和核心-包层边界定义对束缚能有显著影响，结果表明不同恒星模型会导致合并率密度差异达数量级。
2026-05-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing Astrophysical Binary Neutron Stars with Gravitational Waves
合并的双中子星被认为主要是通过孤立的双演化形成的。在这个标准的形成场景中，第一个出生的中子星经历了一个再循环过程，并且可能在最后的螺旋中快速旋转，而第二个出生的恒星预计在合并时实际上是零自旋。基于这一特点，我们提出了一个新的框架，从他们的引力波发射观测的天体物理特征的中子星。我们进一步提出了一个先验的回收中子星，形状参数为2和尺度参数为0.012的伽玛分布的无量纲自旋，外推从银河系双中子星的射电脉冲星观测。解释GW170817和GW190425的背景下，标准的形成方案，并采用伽玛分布先验，我们发现积极的支持（贝叶斯因子为6，在非自旋假设）旋转回收中子星GW190425，而自旋的回收中子星GW170817是小的，与我们的先验一致。我们测量了GW170817和GW190425中回收（慢）中子星的质量分别为$1.34_{-0.09}^{+0.12}$ $(1.38_{-0.11}^{+0.11})$ $M_{\odot}$和$1.64_{-0.11}^{+0.13}$ $(1.66_{-0.12}^{+0.12})$ $M_{\odot}$，具有$68\%$的可信度。我们讨论了这两个事件的天体物理起源的影响，并概述了未来的前景，研究二元中子星使用我们的框架。
2020-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational waves from remnant massive neutron stars of binary neutron star merger: Viscous hydrodynamics effects
采用广义相对论剪切粘性流体力学的Israel-Stewart形式的简化形式，我们探讨了双中子星合并的残余大质量中子星的演化，并特别注意由此产生的引力波形。我们发现，对于$10^{-2}$阶的所谓粘性α参数的合理值，残余大质量中子星中的微分旋转的程度在粘性时间尺度$\alt 5$ \，ms中显著降低。与此相关，非轴对称变形的程度也迅速降低，因此，发射的准周期性引力波的振幅也在粘性时间尺度中衰减。我们的研究结果表明，为模拟合并残留物的演变的双中子星，我们必须考虑磁流体力学效应，这在自然界中可以提供粘性效应。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Production of Heavy Elements During the Explosion of a Low-Mass Neutron Star in a Close Binary
考虑了质量相差很大的中子星密近双星演化过程中重元素的核合成。与文献中反复考虑的两颗质量相当的中子星合并的情况相反，这种双星在最后阶段的演化包括向质量更大的恒星的快速质量转移和低质量组分的爆炸性破坏。我们提供了爆炸的细节，并计算了在不同的初始条件下，在这个过程中产生的重元素的丰度。
2020-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutron Star Radii, Universal Relations, and the Role of Prior Distributions
我们研究了中子星结构的约束条件，这些约束条件来自于以下假设：中子星有壳，最近纯中子物质的计算将中子星物质的状态方程限制在核饱和密度附近，高密度状态方程受到因果关系和最大的高精度中子星质量测量的限制，以及广义相对论是正确的引力理论。我们通过考虑两类状态方程模型来探讨先验假设的作用。首先，状态方程的中密度和高密度行为由分段多面体参数化。在第二类中，状态方程的高密度行为由分段连续的线段参数化。高密度物质出现的最小密度是变化的，以便允许在核饱和密度以上的强相变。我们严格审查之间的相关性的压力的物质，半径，最大质量，结合能，转动惯量，和潮汐变形，特别注意这些相关性的敏感性事先假设的状态方程。即使不考虑额外的天体物理观测，例如来自光球半径膨胀爆发或静止的低质量X射线双星的观测，也有可能将$1.4~\mathrm{M}_{\odot}$中子星的半径限制在10 km以上。我们能够提高的准确性之间的转动惯量和紧凑性以及结合能和紧凑性的已知的相关性。我们还证明了中子星结合能和转动惯量之间存在相关性。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Enhanced symmetry energy bears universality of the r-process
通过快速中子俘获过程或$r$ -过程的大约一半比铁重的稳定核的丰度与中子俘获和$β$ -衰变速率之间的竞争密切相关，这最终取决于富中子核的结合能。著名的贝特-魏茨泽克半经验质量公式\cite{weiz,bethe}描述了基态的结合能-即温度为$T\approx0$ MeV的核-对于重核，对称能参数收敛于$23-27$ MeV之间。在这里，我们发现了一个意想不到的增强对称性能量在较高的温度下，$T\approx0.7-1.0$兆电子伏，从现有的数据建立在激发态的巨偶极共振。虽然这些温度很可能是种子元素产生的温度--在中子星合并\cite{mergersnucleo}或双星\cite{collapsar}之后的喷出物冷却过程中--但对称能在$T\approx0.7-1.0$ MeV之间保持不变的事实表明，在$T\approx0.5$ MeV以下，中子捕获可能开始发生。使用这种相对较大的对称能量的计算产生的重丰中子核的每个核子的结合能的减少，并抑制辐射中子捕获率。这导致了中子滴线的大量接近--在那里核变得不受束缚--这阐明了通过$r$过程长期寻求的重元素丰度的普遍性;这是从极端贫金属恒星和太阳中发现的类似丰度推断的。
2021-10-02 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
