On the formation of PSR J1640+2224: a neutron star born massive?
PSR J1640+2224是一颗毫秒脉冲双星（BMSP），有一颗白矮星（WD）伴星。最近的观测表明，该WD很可能是一个$\sim 0.7\,M_{\odot}$ CO WD。因此，BMSP应该是从中等质量X射线双星（IMXB）演化而来。然而，先前对IMXB演化的研究预测，由此产生的BMSP的轨道周期通常为$<40$天，而PSR J1640+2224的轨道周期为175天。在本文中，我们探讨了中子星（NS）的质量和伴星的化学成分对BMSPs形成的影响。结果表明，NS质量越大，最终轨道周期越长; WD质量越小，最终轨道周期越长。特别是，为了重现PSR J1640+2224的性质，NS可能是大质量的（$>2.0\,M_{\odot}$）。
2020-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational waves or deconfined quarks: what causes the premature collapse of neutron stars born in short gamma-ray bursts?
我们利用18个短伽马射线暴的X射线余辉推断了长寿命中子星坍缩成黑洞的时间。然后，我们应用层次推理来推断中子星状态方程和主导的自旋下降机制的属性。我们测量的最大非旋转中子星质量$M_\mathrm{TOV} = 2.31 ^{+0.36}_{-0.21} M_{\odot}$和约束的残余物自旋下降的部分主要通过引力波发射到$η= 0.69 ^{+0.21}_{-0.39}$与$68 \%$的不确定性。这种方法原则上可以确定强子态方程和夸克态方程的区别。然而，在实践中，这些数据还没有提供足够的信息，表明这些中子星在$1σ$水平上没有强子状态方程。这些推论都依赖于由中子星合并产生的短伽马射线暴的原始质量分布。最近宣布的对GW 190425的引力波探测表明，这种潜在的分布与当地测量的双中子星的分布不同。我们发现，$M_\mathrm{TOV}$和$η$的约束依赖于二进制合并，形成通过一个分布与当地测量的人口和分布，可以解释GW 190425的分数。从后一种分布形成的双星越多，需要的$M_\mathrm{TOV}$就越大，以满足X射线观测。我们上面的测量结果在这个未知的分数上被边缘化了。相反，如果我们假设GW190425不是一个双中子星合并，即双中子星的基本质量分布与当地观察到的相同，我们测量$M_\mathrm{TOV} = 2.26 ^{+0.31}_{-0.17} M_{\odot}$…
2020-03-20 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Constraints on Natal Kicks in Galactic Double Neutron Star Systems
自1975年Hulse和Taylor发现第一个双中子星（DNS）系统以来，目前在我们的银河系中有8个已确认的DNS。对于每个系统，测量了两颗中子星的质量、轨道半长轴和偏心率，并且知道了一半系统的自行。使用轨道参数和运动学信息，如果有的话，作为所有系统的约束条件，我们调查的第二个出生的中子星的直接祖质量和它在出生时收到的超新星踢的大小，主要目标是了解导致中子星形成的核心坍缩机制。与以前的研究相比，我们使用了一种新的方法来解决与观测系统的未知径向速度相关的不确定性。PSR B 1534 +12和PSR B 1913 +16的反冲星等分别为150 - 270 km/s和190 - 450 km/s（95%置信度），第二出生中子星的祖星质量分别为1.3 - 3.4 Msun和1.4 - 5.0 Msun（95%置信度）。这表明第二颗出生的中子星是由两个系统中的铁核坍缩超新星形成的。另一方面，PSR J 0737 -3039的反冲星等仅为5 - 120 km/s（95%），第二颗出生的中子星的祖星质量为1.3 - 1.9 Msun（95%）。由于相对较低的祖星质量和反冲星等，PSR J 0737 -3039中第二颗出生的中子星的形成可能与大质量O - Ne - Mg白矮星的电子捕获超新星有关。对于其余5个星系的DNS，反冲震级从几十到几百km/s不等，第二个形成的中子星的祖星质量可以低至~1…
2010-08-13 astro-ph.HE
Pulsars are Born as Magnetars
本文提出了中子星在诞生时都经历了磁场从初始值到当前表面值的超快衰减的观点。如果在这个场衰减过程中辐射的电磁能通过辐射反应机制转化为中子星的动能，那么如果初始磁场处于10 ^（14）-10 ^（16）G的范围内，则衰减时间约为10^（-4）s。这意味着所有中子星生来就具有磁星典型的磁场。根据这一模型，中子星在诞生时其磁场的超快衰减过程中获得了观测到的高空间速度。这个磁场衰减的起源指向在出生过程结束时发生的磁不稳定性。
2013-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of millisecond pulsars with CO white dwarf companions - I. PSR J1614-2230: Evidence for a neutron star born massive
最近发现的一颗2兆太阳的毫秒脉冲双星（Demorest et al. 2010）不仅对高密度核物质的状态方程有重要影响，而且提出了一个有趣的问题，即中子星PSR J1614-2230是否生来就有质量。这个答案对于理解核心坍缩超新星中中子星的形成至关重要。此外，这个系统提出了关于祖先双星的性质以及它在质量交换X射线阶段如何演变的有趣问题。在本文中，我们讨论了PSR J1614-2230的祖先进化。我们已经进行了详细的恒星演化建模的中等质量的X射线双星经历的情况下A Roche瓣溢出（RLO）和应用的分析参数化计算的结果，无论是一个共同的信封演变或高度超爱丁顿各向同性再发射模式。我们发现PSR J1614-2230系统的形成有两种可能性：一种可能是它包含一颗2.2-2.6 M太阳的巨施主星，并通过一个共同的包层和旋入相演化而来;另一种可能是它起源于一颗4.0-5.0 M太阳的主序施主星的密近双星系统，并通过事例A RLO演化而来。我们的结论是，中子星出生时的质量必须分别为~1.95 M_sun或1.7+-0.15 M_sun，这大大超过了以前发现的射电脉冲星系统中的中子星出生质量。根据恒星演化和爆炸模型对中子星诞生质量的估计，我们认为PSR J 1614 -2230的起源星可能大于20 M太阳。
2011-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring properties of neutron stars born in short gamma-ray bursts with a plerion-like X-ray plateau
利用\em Swift望远镜测量的6个短伽马射线暴（sGRB）的时间分辨谱，估算了类plerion模型的X射线余辉参数。余辉的未遮蔽的光学薄成分被模拟为从一个由中心物体提供燃料的相对论性冲击加速电子膨胀气泡中发出。注入的电子呈幂律分布，主要通过同步辐射损失冷却。我们计算后验模型参数描述的中央引擎（如出生时的自旋频率，磁场强度）和冲击加速度（如幂律指数，最小注入能量）。据发现，中央引擎是兼容的毫秒磁星，和冲击物理是兼容的发生在银河系超新星遗迹，假设标准磁场模型的磁星风。另外，我们允许磁场任意变化，并推断它是大致恒定的，其大小低于推断的磁星场的风载延伸。这可能是由于气泡的膨胀历史，或sGRB祖星周围环境的磁化。
2021-07-29 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts from Magnetars Born in Binary Neutron Star Mergers and Accretion Induced Collapse
新近诞生的磁星是推动快速射电暴（FRB）的最有希望的候选者。到目前为止，焦点一直放在罕见的核心坍缩爆炸中产生的毫秒磁星上，其动机是重复的FRB 121102的恒星形成矮宿主星系，它与超亮超新星（SLSNe）和长伽马射线暴（LGRB）的宿主非常相似。然而，长寿磁星也可能在双中子星（BNS）合并中产生，在一小部分情况下，残留物的总质量足够低，以避免坍缩成黑洞，或者在白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）中。一个BNS FRB通道的特点是不同的主机星系和空间偏移分布比SLSNe/LGRB通道，我们预计一个类似的主机人口，虽然可能不同的AIC事件的偏移分布。我们发现，无论是BNS和AIC通道是一致的，最近报道的FRB 180924，本地化ASKAP到一个巨大的静止的宿主星系的偏移量约1.4有效半径。使用校准到FRB 121102的模型，我们对BNS合并或AIC中出生的磁星FRB源的色散测量，旋转测量和持续无线电发射进行了预测，并显示这些与FRB 180924的合理参数上限一致。根据AIC的速率，以及BNS合并留下长寿命稳定磁星的比例，与较老的恒星星族相关的重复FRB源的出生率可以与核心坍缩通道的出生率相媲美。我们还讨论了电势差在这些通道的重复性能，作为一个结果的差异，在特征质量和磁场的磁星。
2019-06-28 astro-ph.HE
Do hyperons exist in the interior of neutron stars ?
本文综述了超子对中子星和原中子星性质的影响。特别是，我们修改了所谓的“超子之谜”，去了一些解决方案提出来解决它，并讨论了最近的测量异常高的中子星质量对我们目前的超核物理知识的影响。我们也重新审视超子对新生中子星的冷却性质和所谓的r-模不稳定性的作用。
2015-11-06 astro-ph.HE nucl-th
Quasithermal Neutrinos from Rotating Protoneutron Stars Born during Core Collapse of Massive Stars
旋转和磁化的质子中子星（PNS）可能会驱动相对论性的磁离心加速风，因为它们在核心坍缩后立即冷却。恒星附近的风流体由中子和质子组成，中子在与离子碰撞耦合时变得相对论。在这里，我们认为流中的中子最终会在恒星物质内部的终止冲击周围发生非弹性碰撞，产生~0.1-1 GeV的中微子，而不依赖于宇宙线加速机制。甚至更高能量的中微子也可以通过粒子加速机制产生。我们表明，PINGU和Hyper-Kamiokande可以检测到这样的中微子从附近的核心坍缩超新星，通过减少大气中的中微子背景通过同时检测MeV中微子或引力波和光学观测。对这些GeV和/或更高能量中微子的探测将为磁加速、核合成、超新星与伽马射线暴之间的关系以及新生中子星的性质等物理学提供重要线索。
2014-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
NICER study of pulsed thermal X-rays from Calvera: a neutron star born in the Galactic halo?
卡尔韦拉（1 RXS J141256.0+792204）是一颗孤立的中子星，只能通过它的热X射线辐射探测到。如果卡尔韦拉是一颗相对年轻的脉冲星，那么它位于银河系高纬度（$b=+37^\circ$）是不寻常的，正如它的自旋周期（59 ms）和周期导数（$3.2 \times 10^{-15}$ Hz s $^{-1}$）所表明的那样。使用中子星内部成分探测器（NICER），我们得到了一个相位连接的时间解决方案，跨越四年，使我们能够测量频率的二阶导数$\ddotν= -2.5 \times 10^{-23}$ Hz s $^{-2}$，并揭示定时噪声与正常的射电望远镜一致。磁化氢大气模型，覆盖整个恒星表面，提供了一个很好的描述的相位分辨光谱和能量依赖的脉冲分数。然而，我们发现，一个温度图更各向异性比由偶极场产生的是必需的，集中向两极的热区。通过添加两个小的极性帽，我们发现表面有效温度和帽的有效温度分别为~0.1和~ 0.36keV。推测的距离约为3.3千秒差距。我们确认在0.7千电子伏的吸收线的存在与整个恒星表面的发射，难以解释为回旋特征，更有可能起源于原子跃迁。我们搜索脉冲$γ$ -射线发射折叠7年的费米-LAT数据使用X射线星历，但没有证据pulsations were found. Our结果支持的假设，卡尔韦拉是一个正常的旋转动力脉冲星，唯一的特点是出生在一个大的高度以上的银河…
2021-10-28 astro-ph.HE
Neutron star bulk viscosity, "spin-flip" and GW emission of newly born magnetars
重新研究了具有内部环形磁场的新生磁星中粘性驱动的“自旋翻转”不稳定性。我们计算的整体粘性系数（$ζ$）的冷，$npe μ$物质在中子星（NS），为选定的值的核对称能和在该制度中$β$平衡是慢于特征振荡周期。我们证明：i）$ζ$比先前假设的大，不稳定时间尺度相应地更短; ii）对于磁致椭圆率$ε_B \lesssim 4 \times 10^{-3}$，通常在新生磁星中预期，自旋翻转发生在初始自旋周期$\lesssim 2-3$ ms，与NS状态方程（EoS）有一定的依赖性。然后，我们计算的GW信号的可探测性由新生磁星发射的“自旋翻转”，也占减少的范围从现实的信号搜索。对于最佳范围的$ε_B \sim (1-5) \times 10^{-3}$，和出生自旋周期$\lesssim 2$ ms，我们估计的水平$\gtrsim 4$ Mpc，和$\gtrsim 30$ Mpc，先进的和第三代干涉仪在设计灵敏度，分别。超新星（或千新星）被认为是这种GW事件的电磁对应物。在GW发射的最佳范围之外，EM扭矩在提取NS自旋能量方面更有效，这可以为甚至更亮的EM瞬变提供动力。
2018-06-28 astro-ph.HE
A hyper flare of a weeks-old magnetar born from a binary-neutron-star merger
磁星是一群孤立的中子星，具有$\sim 10^{14}-10^{15}$ G的超强磁场，已被越来越多地接受来解释各种天体物理瞬变。一颗初生的毫秒周期磁星可以释放其自旋下降的能量，并为明亮的光源提供动力，如伽马射线暴（GRB）及其随后的X射线平台，超级发光超新星（SLSNe）和快速X射线瞬变，如CDF-S XT-2。在银河系内观测到年龄为$10^3-10^4$年的磁星，它们被发现以巨大耀斑和重复的软$γ$射线或硬X射线爆发以及偶尔的快速射电暴（FRB）的形式为各种瞬变提供能量。磁星巨耀斑也被探测到是来自附近星系的伪装的短伽马射线暴。在这里，我们报告的识别伽玛射线暴作为超耀斑的磁星在附近的星系。超耀斑的亮度大约是典型的磁星巨星耀斑的一千倍。在衰减光变曲线中检测到显著的$\sim 80$毫秒周期。将这一时期解释为旋转周期，并考虑到年轻磁星典型的磁场强度，磁星的年龄被限制为只有几周。在事件发生前几周，既没有探测到（超亮）超新星，也没有探测到伽马射线暴，这进一步限制了磁星可能是由两颗中子星的离轴合并事件产生的。我们的发现弥合了假设的毫秒磁星和观测到的银河系磁星之间的差距，并指向一个更广泛的磁星供电的伽马射线瞬变通道。
2022-05-16 astro-ph.HE
r-process enrichment of ultra-faint dwarf galaxies by fast merging double neutron stars
最近aLIGO/aVirgo对中子星合并（NSM）GW 170817的引力波的发现和后续的kilonova观测表明，NSM产生了大量的r过程物质。然而，这是很难调和的大出生踢和长的平均合并时间的双中子星（DNS），在超暗矮（UFD）星系，如网状II和杜鹃座III中看到的r-过程富集的水平。假设这样的矮系统通过潮汐剥离失去了相当大一部分的恒星质量，我们得出结论，与目前大多数模型相反，它是具有相当大的出生踢，但非常短的合并时间尺度，可以丰富UFD型星系的DNS。这些双星要么在高度偏心的轨道上，要么由于第一个出生的中子星和第二个出生的中子星的祖先裸氦星之间的额外质量转移而以非常短的间隔形成。这些DNS出生的频率，同意的r-过程UFD的统计数据，以及合并的维里半径内的主机晕，因此显着贡献的r-过程富集。
2019-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bright "Merger-nova" Emission Powered by Magnetic wind from a New-Born Black Hole
中子星-中子星（NS-NS）或中子星-黑洞（NS-BH）双星的合并是产生引力波（GW）的候选源。合并残余物中至少有一部分应该是具有亚相对论喷出物的恒星质量BH。通过Blandford-Znajek机制从BH中心发射准直喷流以触发短伽马射线暴（SGRB）。同时，近各向同性风可以驱动的布兰德福德-佩恩机制（BP）。在以前的工作中，额外的能量注入的喷出物从BP机制被忽略，和放射性衰变一直被认为是主要的能源“kilonova”在BH的情况下。在这封信中，我们提出，来自新生BH盘的由BP机制驱动的风可以加热并推动喷出物在即时发射阶段，甚至在后期，当有质量回落。这样一个由BP驱动的合并新星即使在低光度的SGRB下也可以在光学波段明亮。一个GW事件与BH的合并产品的检测，并伴随着一个明亮的合并新星，将是一个强大的测试我们的模型。
2017-12-12 astro-ph.HE
Magnetized relativistic stellar models in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
考虑了在Eddington激发的Born-Infeld（EiBI）引力下中子星内部的磁场结构.为了构造磁场，我们推导了EiBI中的相对论Grad-Shafranov方程，并以内部磁场应与外部分布相连接的方式数值确定了磁场分布。然后，我们发现EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布在性质上是相似的，其中EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布的偏差几乎可以与中子星物质状态方程引起的不确定性相比拟.然而，我们也发现地壳区的磁场几乎与EiBI中的耦合常数无关，这表明通过对地壳区相关现象的观测，可以获得与引力理论无关的地壳物态方程信息.无论如何，由于EiBI引力在磁场上的印记很弱，考虑到许多磁不确定性，磁场可能是引力理论的一个糟糕的探测器。
2015-03-30 astro-ph.HE gr-qc
Rapidly Rising Optical Transients from the Birth of Binary Neutron Stars
我们研究了PSR J 0737 - 3039 A/B等双中子星系统中新生脉冲星的光学对应体。这个系统被认为在第二颗核心坍缩的超新星中喷射出少量质量的$\mathcal{O}(0.1M_{\odot})$。我们认为，新诞生的脉冲星的初始自旋可以确定的轨道周期时，第二个超新星发生。其前身星的自旋角动量预计与氦燃烧核心的自旋角动量相似，与轨道运动潮汐同步，然后第二个遗迹可能作为毫秒脉冲星诞生。如果新生脉冲星的偶极磁场强度与PSR J 0737 - 3039 B当前的自旋下降速率相当，那么初始自旋下降光度与超亮超新星的光度相当。我们认为热辐射所产生的超新星喷出物驱动的相对论风从这样一个新生的脉冲星。所得到的光学光变曲线具有上升时间$\sim 10$天和峰值光度$\sim 10^{44}$ erg/s。由于X射线和紫外光子通过光电吸收进行再处理，光发射可能持续一个月到几个月。这些特征与快速上升的光学瞬变基本一致。高的自旋光度和小的喷出物质量有利于重复快速射电暴的前身FRB 121102。我们讨论了新生双射电星和快速射电暴之间的可能联系。
2017-11-08 astro-ph.HE
Bright "merger-nova" from the remnant of a neutron star binary merger: A signature of a newly born, massive, millisecond magnetar
一个巨大的毫秒磁星可能在一个中子星（NS）双星合并后幸存下来，这将持续为合并喷出物提供动力。我们开发了一个通用的动力学模型的合并喷出物的能量注入从中央磁星。喷出物发射（“合并新星”）由磁星在紫外波段的峰值和光曲线的峰值提供动力，随着频率的增加逐渐转移到更早的时代。一颗磁星驱动的合并新星可能具有与超新星相当的光学峰值亮度，比放射性驱动的合并新星（所谓的宏新星或千新星）亮几十倍或几百倍。另一方面，这样的合并新星会比超新星更早达到峰值，持续时间也短得多。磁星的早期坍缩可能会抑制光发射的亮度并缩短其持续时间。这种毫秒磁星驱动的合并新星可能在没有观测到短伽马射线暴的NS-NS合并事件中被探测到，并且可能是NS-NS合并引起的引力波爆发的明亮电磁对应物。如果检测到，它表明合并后留下了一个巨大的NS，这对核物质的状态方程有重要的影响。
2013-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-duration Gamma-ray Burst and Associated Kilonova Emission from Fast-spinning Black Hole--Neutron Star Mergers
本文收集了GRBs 060614、211211 A和211227 A这三个独特的爆发，它们都具有长持续时间的主发射（ME）相和再亮扩展发射（EE）相的特征，以研究它们的观测特性和作为中子星-黑洞（NSBH）合并的可能起源. NS-第一出生（BH-第一出生）NSBH合并倾向于包含快速旋转（非旋转）的BH，更容易（几乎不）允许潮汐破坏发生（不）形成电磁信号。我们发现，NS先生的NSBH并合能很好地解释这三个伽玛暴的起源，支持这一结论的是：（1）它们的X射线ME和EE具有明确的回退吸积特征，以$\propto{t}^{-5/3}$形式递减，这可能是它们持续时间长的原因。EEs可能是由于$r$过程加热材料的回退吸积，预计发生在NSBH合并后。(2)这种类型的合并起源的长持续时间伽玛暴的波束校正的本地事件率密度是$\mathcal{R}_0\sim2.4^{+2.3}_{-1.3}\,{\rm{Gpc}}^{-3}\,{\rm{yr}}^{-1}$，与NS-第一出生的NSBH合并。(3)通过对GRB\，211211 A的EE、余辉和kilonova的详细分析，揭示了它可能是一个$\sim1.23^{+0.06}_{-0.07}\,M_\odot$ NS和一个排列自旋为$χ_{\rm{BH}}\sim0.62^{+0.06}_{-0.07}$的$\sim8.21^{+0.77}_{-0.75}…
2022-07-30 astro-ph.HE
Are pulsars born with a hidden magnetic field?
在超新星遗迹的中心观测到几颗中子星，它们的偶极磁场值明显低于射电脉冲星的平均值，这激发了关于它们的形成和起源的激烈辩论，并有争议的解释。一个可能的解释是，原中子星在诞生时旋转缓慢，无法将其磁场放大到典型的脉冲星水平。另一种可能性，即隐藏磁场假设，认为超新星碎片落在中子星上的吸积是磁场淹没（或屏蔽）及其明显低值的原因。在本文中，我们研究在何种条件下，中子星的磁场可以埋在地壳由于吸积，导电流体。为此目的，我们考虑在广义相对论中的球对称计算来估计吸积流和磁层之间的平衡。我们的研究分析了几个不同的比熵，组成和中子星质量的模型。我们工作的主要结论是，几倍于1 e-12 G的典型磁场可以通过仅吸积1 e-3 - 1 e-2太阳质量而被掩埋，这是相对适度的质量。鉴于这一结果，中心致密天体的情况不应被认为是不寻常的，我们预测，在非常年轻（<几千年）的中子星中，非常弱的磁场应该是常见的。
2015-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Formation of heavy double neutron stars II: the role of heavy first-born neutron stars and low metallicity
The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（ARC引力波发现卓越中心）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）
该研究通过MESA工具在不同金属丰度下模拟中子星-氦星双星演化，发现重双中子星占比仅约0.5%，主要来自标准形成通道，低金属丰度下多经不稳定质量转移形成，且无独立子种群，为标准DNS的高质量尾部。
2026-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Massive-born Neutron Star with a Massive White Dwarf Companion
利用南塞、埃弗尔斯堡和洛弗尔射电望远镜对PSR~J2222 $-0137$进行了为期4年的计时活动。PSR ~J2222是一颗具有大质量白矮星伴星的2.44天脉冲双星。利用该系统的Shapiro延迟，我们找到了脉冲星质量$m_{p}=1.76,\pm\,0.06,M_\odot$和WD质量$m_{c}\,=\,1.293\,\pm\,0.025\, M_\odot$。我们还测量了该系统的近星点推进速率，这与GR对这些质量的预测略有一致。大质量的WD母星的短寿命导致了快速的X射线双星相，中子星（NS）上几乎没有（$< \, 10^{-2} \, M_\odot$）质量吸积;因此，在不确定性范围内，目前的脉冲星质量是它的诞生质量，是迄今为止测量到的最大质量。我们讨论了这个系统与以前的质量测量的差异，我们的结论是，这里提出的测量可能更准确。最后，我们强调了这个系统的有用性，严格限制偶极辐射的存在，以测试替代理论的重力。这对于强场引力的某些方面特别重要，比如自发标量化，因为PSR~J2222 $-0137$的质量使该系统处于测试不佳的参数范围内。
2017-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
An Undergraduate Approach to the Quantum Hadrodynamics and the Physics of Neutron Stars Part II: Neutron Stars' Exotic Content
Centro Federal de Educacão Tecnológica de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯联邦技术教育中心）
该研究为本科生提供量子强子动力学的学习方法，运用第一部分的形式体系探讨中子星核心非原子自由度的作用，聚焦中子星奇异成分。
2026-08-04 astro-ph.HE nucl-th
Spin evolution of a proto-neutron star
我们研究了一颗原中子星的自转速率的演化，它诞生于一颗核心坍缩的超新星，在它生命的最初几秒钟。在这个阶段，恒星演化可以描述为一系列的静态配置，我们通过求解中微子输运和恒星结构方程在广义相对论。在我们的模型中，我们包括角动量损失由于中微子发射。我们发现，在进化开始时旋转速率不超过质量脱落限制的要求意味着后期旋转速率有严格的限制。此外，假设原始中子星出生时具有有限的椭圆率，我们确定发射的引力波信号，并估计其可探测性由现在和未来的地基干涉探测器。
2016-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Early evolution of newly born proto-neutron stars
原中子星（PNS）是中子星生命的第一阶段，很可能起源于核塌缩的超新星。在从核心坍缩大约200 ms之后，PNS演化可以被建模为准静止配置的序列。这些配置取决于PNS热力学配置文件，其演变在很大程度上取决于中微子扩散。我们开发了一个新的PNS演化代码，通过迭代求解中微子数和能量输运方程以及假设球对称的相对论恒星结构方程。中微子截面的确定与基本的状态方程（EoS）一致。为了将EoS纳入演化，我们设计并测试了一个新的重子自由能相互作用部分的拟合公式，该公式在有限温度和任意简并度下有效。使用我们的代码，我们提供的中微子信号的超级神冈III探测器和由于恒星振荡的引力波的频率估计，为三个恒星质量和三个核子EOS。第一次，我们发展一个PNS与核多体理论EoS一致的方式，也就是说，我们考虑到现实的核相互作用的中微子截面的计算。通过有效地考虑转动，我们还确定了由于PNS收缩和中微子角动量损失引起的转动频率随时间的变化，以及由于转动引起的引力波信号。我们发现，质量脱落限制限制的初始角动量。因此，最终的旋转频率必须小于约300赫兹的PNS约1.6太阳质量的EoS由GM 3平均场模型描述。
2018-01-04 astro-ph.HE gr-qc
Convection and Dynamo in Newly-born Neutron Stars
为了研究原中子星中磁流体动力学（MHD）对流及其发电机活动的性质，通过求解可压缩MHD方程、耦合核物质状态方程和简化的轻子输运方程，建立了“盒子中的PNS”模拟模型.作为示范，我们将其应用于两种不同内部结构的PNS模型：完全对流模型和球壳对流模型。通过改变模型的自旋速率，研究了PNS内部运行的对流和发电机的旋转依赖性。我们发现，作为旋转分层对流的湍流输送的结果，在所有的模型中的流动和热力学场的大尺度结构的发展。根据自旋速率和对流区的深度，不同的配置文件的大尺度结构，这可以被物理上理解为稳态解的“平均场”运动方程。除了这些流体动力学结构，在所有模型中，具有$\mathcal{O}(10^{15})$ G的大尺度磁分量也自发地组织在无序缠结的磁场中。自旋速率越高，大尺度磁分量越强。有趣的是，作为一个整体的趋势，完全对流模式比球壳对流模式具有更强的大尺度磁分量。对流区越深，对流涡的尺寸越大。因此，旋转约束的对流似乎更容易实现在完全对流模式，导致在那里的大规模发电机的效率更高。为了更好地理解NS磁场变化的原因，我们需要在更宽的参数范围内研究PNS发电机。
2021-11-03 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Dynamic model of a non-equilibrium chemical composition formation in the shell of single neutron stars
研究了新生中子星壳层在中微子能量损失冷却过程中形成非平衡化学成分的过程。建立了一个解释大量核能积累的模型，这种积累能使致密天体的X射线亮度维持较长时间。我们数值研究了最终的化学成分对模型的各种参数的依赖性。
2021-09-23 astro-ph.HE
Magnetars from Neutron Star--White Dwarf Mergers: Application to Fast Radio Bursts
人们普遍认为，磁星可能诞生于核心坍缩超新星（SNe）、双星中子星（BNS）或双星白矮星（BWD）的合并，或白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）。在本文中，我们研究磁星是否也可以产生于中子星-白矮星（NSWD）合并，由FRB 180924的快速射电暴（FRB）的动机可能来自磁星出生在\cite{mar19}建议的BNS/BWD/AIC通道。通过初步的计算，我们发现，不稳定质量转移的NSWD合并可能导致NS获得一个超强的磁场通过发电机机制，由于差分旋转和对流，或可能通过磁通量守恒的情况下，一个化石场。如果NSWD合并确实可以产生磁星，那么这样的物体可以在耀斑磁星的框架内产生至少一个类似FRB 180924的FRB子集，因为NSWD合并的最终残余物的喷出物，局部环境和宿主星系类似于BNS/BWD/AIC通道。这个NSWD通道也能够很好地解释FRB 180924和FRB 180916.J0158+65的观测特性，在本地环境和宿主星系的大范围内。
2020-04-09 astro-ph.HE
Non-radial oscillations in newly born compact star considering effects of phase transition
本文研究新生致密星在考虑核心夸克物质相变时的非径向振荡频率演化，预测不同致密星模型下基模引力波的可探测特征。
2024-04-01 astro-ph.HE
The remnant of GW170817: a trapped neutron star with a hypermassive incompressible superfluid core
我们的双度规时空模型的glitching双星被应用到残留的GW 170817。因此，超星系诞生时具有胚胎不可压缩的超导胶子-夸克超流核心（SuSu-matter），嵌入闵可夫斯基时空，而周围的可压缩和耗散介质（CDM）嵌入弯曲时空。当恒星冷却下来时，两个时空之间的平衡被改变，从而引发了观察到的毛刺现象。在此基础上，假设所有的中子星（NS）出生时具有相同的初始质量$M_{NS}(t=0) \approx 1.25\,\mathcal{M}_{\odot},$，我们认为，GW 170817的残余应该是一个相对较暗的NS与超大质量的中央核心构成的SuSu-matter。剩余物的有效质量和半径被预测为$[2.8 \mathcal{M}_{\odot} < \mathcal{M}_{rem} \le 3.351 \mathcal{M}_{\odot}]$和$R_{rem}=10.764$ km，而封闭的SuSu-core的质量为$\mathcal{M}_{core}=1.7 \mathcal{M}_{\odot}.$这里，大约$1/2~ \mathcal{M}_{core}$是由胶子-夸克-等离子体从微观到宏观的相变触发的能量增强。目前残骸的致密性是$α_c = 0.918,$，但预计随着CDM和冷却而增加，使残骸成为不可见的暗能量物体，因此是一个很好的黑洞候选者。
2020-10-15 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
The spins of compact objects born from helium stars in binary systems
大质量恒星核心的角动量（AM）含量有助于确定中子星和黑洞的出生自旋率。对低质量恒星的天文地震测量已经证明，恒星核心的旋转速度比大多数先前工作预测的要慢，因此有必要修改模型。在这项工作中，我们应用一个更新的AM传输模型的基础上泰勒不稳定性的大质量氦星的近距离双星，其中潮汐自旋可以大大增加恒星的AM。与先前的工作一致，如果轨道周期小于$P_{\rm orb} \lesssim \! 1 \, {\rm day}$，这些恒星可以在核心坍缩时产生高度旋转的黑洞。对于中子星，我们预测爆炸前的质量和中子星的旋转速率之间的强相关性，毫秒周期（$P_{\rm NS} \lesssim 5 \, {\rm ms}$）只有实现大规模（$M \gtrsim 10 \, M_\odot$）氦星紧密（$P_{\rm orb} \lesssim 1 \, {\rm day}$）的二进制文件。最后，我们讨论了我们的模型与Ib/c型超新星，超亮超新星，伽马射线暴，和LIGO测量的黑洞自旋。我们的模型与这些现象的速率和能量学大致一致，除了宽线的Ic超新星，其高速率和喷出物能量难以解释。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Maximum mass and stability of differentially rotating neutrons stars
本文研究Γ=2多方物态方程下、较差旋转程度$\widetilde A=1$的轴对称准环形中子星，发现超质量构型在广泛参数范围内对准径向扰动动力学稳定。
2023-02-12 astro-ph.HE
Proto-Neutron Star Cooling with Convection: The Effect of the Symmetry Energy
我们模拟了超新星爆炸后新诞生的中子星的中微子辐射，研究了它对物态方程、中微子不透明度和高重子密度下对流不稳定性的敏感性。我们发现对流作用的时间周期和空间范围对核对称能在核密度及以上的行为很敏感。当对流在原中子星内结束时，在预测的中微子发射中有一个可以清楚地观察到的中断。
2011-12-01 astro-ph.HE
Radial oscillations and stability of compact stars in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
我们研究了致密星的流体静力平衡结构中的Eddington启发的Born-Infeld引力最近提出的Banados和Ferreira [物理。105，011101（2010）]。我们还发展了一个框架来研究致密星的径向扰动和稳定性。我们发现恒星稳定性的标准结果在这个理论中仍然成立。最大质量恒星配置的基本振荡模式的频率平方消失。研究了振荡模式频率与耦合参数κ的关系。我们发现基模对κ值不敏感，而高阶模对κ的依赖性更强。
2012-09-21 astro-ph.HE gr-qc
The newly born magnetars powering gamma-ray burst internal-plateau emission: are there strange stars?
伽马射线暴（GRB）的内部平台X射线辐射表明，新诞生的磁星可能是某些GRB的中心天体。观测到的亮度和平台期的持续时间表明，对于这样的磁星，一个亚毫秒或毫秒周期的快速自旋有时能够持续数千秒。在这种情况下，传统的磁星中子星（NS）模型可能会受到挑战，因为新生NS的快速自旋将在数百秒内由于r模式不稳定性而显着减速。相比之下，在新生的奇异星（SS）中，r模可以被有效地抑制。换句话说，在一定程度上，只有SS才能在恒星早期的很长一段时间内保持近似恒定的极速旋转。因此，我们建议，GRB的快速旋转磁星的样本可以用来检验SS假设的基础上不同的自旋极限的NS和SS。
2009-10-28 astro-ph.HE
Dark Lepton Superfluid in Proto-Neutron Stars
本文提出携带轻子数的亚GeV中微子门户玻色子能在原中子星内形成玻色-爱因斯坦凝聚态，构成输运性质独特的暗轻子超流体，并探讨其对恒星演化、中微子信号与核合成的潜在影响。
2023-07-28 astro-ph.HE hep-ph
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
Compact stars in Eddington-inspired Born-Infeld gravity: Anomalies associated with phase transitions
我们研究了在Eddington启发的Born-Infeld（EiBI）引力框架下构造的致密星中发生的一般相变如何导致这些恒星的异常行为。对于一级相变的情况，具有正耦合参数$κ$的EiBI引力的致密星呈现出有限的恒压区域，这在广义相对论中是不存在的。然而，对于具有负$κ$的情况，平衡恒星配置不能被构造。因此，EiBI引力似乎对恒星物质的微观物理施加了更严格的约束。此外，由于相变，在声速$c_s$的空间不连续性的存在下，里奇标量是空间不连续的，并且包含与在相关联的相变中获得的$c_s^2$中的跳跃成比例的$δ$函数奇异性。
2013-04-09 astro-ph.HE gr-qc
Unified description of neutron superfluidity in the neutron-star crust with analogy to anisotropic multi-band BCS superconductors
传统上研究中子星内壳的中子超流性时，考虑的是均匀的中子物质或球形Wigner-Seitz盒中的少量核子。与最近发现的多带超导体相类比，我们求解了各向异性多带BCS带隙方程和Bloch边界条件，从而提供了一个统一的描述，同时考虑到自由中子和核团簇。我们用Hartree-Fock-Bogoliubov核质量模型HFB-16的有效相互作用进行了计算。我们已经发现，即使存在的不均匀性降低了中子配对间隙，减少是远远低于以前的计算预测使用维格纳-塞茨近似。我们研究了超流性随温度升高而消失的现象。作为应用，我们计算了中子比热，这是模拟新生中子星热演化的重要组成部分。这一工作为中子星壳中超流性的实际计算提供了一个新的方案。
2010-02-19 astro-ph.HE cond-mat.supr-con nucl-th
Comparison of the Characteristics of Magnetars Born in Death of Massive Stars and Merger of Compact Objects With {\em Swift} Gamma-Ray Burst Data
假设伽玛射线暴（GRB）的早期X射线光变曲线中的浅衰减相归因于新生磁星的偶极辐射（DRs），我们利用{ \em Swift}任务观测到的长和短GRB（lGRB和sGRB）数据，对大质量恒星死亡和致密双星合并时产生的磁星进行了比较分析。结果表明，sGRB样品中磁星的典型制动指数（$n$）为$\sim 3$，IGRB样品中磁星的典型制动指数（$n$）为$\sim 4$.选取自旋降速受DR控制的磁星子样（$n\lesssim 3$），采用普适的$0.3$辐射效率，发现典型的磁场强度（$B_p$）为$10^{16}$ G { \em vs.} $10^{15}$ G和典型的初始周期（$P_0$）是$\sim 20$ ms { \em vs.} sGRB中磁星的$2$ ms { \em vs.}伽玛射线暴它们遵循与$ P_0\propto E_{\rm jet}^{-0.4}$相同的$P_0$和各向同性GRB能量之间的关系。我们还将我们的比较分析扩展到超亮超新星（SLSNe）和稳定超新星。结果表明，在致密星合并过程中产生的磁星，其$B_p$和PDMATHAMV比大质量星坍缩过程中产生的磁星的$B_p$和PDMATHAMV都要大一个数量级。由于其强磁场强度，它的自旋下降是由旧恒星的磁DR所主导的，而在大质量恒星坍缩中诞生的磁星的早期自旋下降是由DR和引力波（GW）发射所控制的。旋转速度更快的磁…
2021-10-14 astro-ph.HE
Intermediate Luminosity Red Transients by Black Holes Born from Erupting Massive Stars
我们认为黑洞形成失败的超新星时，一个致密的星周介质（CSM）是目前周围的大质量恒星祖。利用辐射流体动力学模拟，我们计算了蓝超巨星和Wolf-Rayet星在坍缩阶段的质量抛射以及抛射物与周围CSM之间的辐射激波。我们发现，由此产生的发射比正常超新星（热光度为$\sim 10^{40}-10^{41}\ {\rm erg\ s^{-1}}$，有效温度为$\sim 5\times 10^3$ K，时间尺度为10-100天）更红，更暗，并显示出特征性的幂律衰减，这可能包括一小部分中间亮度红色瞬变（ILRT），包括AT 2017 Be。除了在档案数据中寻找祖星之外，我们还鼓励在坍缩后1-10年对这种ILRT $\sim$进行X射线跟踪观测，目标是回落的吸积盘。
2020-07-09 astro-ph.HE
A Deeply Bound Dibaryon is Incompatible with Neutron Stars and Supernovae
我们研究了1860 MeV < m_S < 2054 MeV范围内的二重子S的效应。S重到不影响核的稳定性，轻到可能是宇宙学亚稳的。这样一个深束缚态可以在重子密度和温度较高的区域充当重子汇。我们发现，在一个新诞生的中子星内部遇到的环境条件很可能维持足够的超子人口，以确保人口的S双重子可以在不到几秒钟的平衡。这对中子星的稳定性和对超新星1987 A的原中子星~ O（10）s中微子辐射的观测将是灾难性的。因此，除非S产生的截面被严格抑制，否则深度束缚的双重子与观测到的超新星爆炸是不相容的。
2019-02-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Exploring the Link between Fast Radio Burst and Binary Neutron Star Origins with Spaceborne Gravitational Wave Observations
本研究针对重复快速射电暴的起源问题，提出利用星载引力波探测器检验“双中子星并合前磁层相互作用产生重复FRB”的假说，计算了多代探测器的探测能力，证实其在关联FRB与双中子星起源方面的关键作用。
2025-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutron tunneling: A new mechanism to power explosive phenomena in neutron stars, magnetars, and neutron star mergers
中子星壳中不均匀致密物质中的富中子核之间的中子隧穿可以在短时间内释放出巨大的能量，为中子星中的爆炸现象提供动力。在这项工作中，我们澄清这个过程中，可能会发生在中子星的外部区域时，振荡或灾难性的事件增加了周围的密度方面。我们使用一个随时间变化的Hartree-Fock-Bogoliubov形式主义来确定中子扩散的速率，并发现大量的能量可以迅速释放。研究了核束缚、两体相互作用和成对作用对中子扩散时间的影响。我们考虑一个一维的量子扩散模型，并扩展我们的分析，以研究在三维扩散的影响。我们发现，在适当的条件下，这些新的中子转移反应可以产生$\simeq 10^{40}-10^{44}$尔格数量的能量。
2021-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
AT2018lqh: Black Hole Born from a Rotating Star?
最近，一个有趣的瞬变AT 2018 lqh，只有一个日尺度的持续时间和高光度$7\times 10^{42}\ {\rm erg\ s^{-1}}$，已被发现。虽然在其起源上提出了几种可能性，但这种瞬变的性质尚未被揭示。我们提出，一个黑洞（BH）与$\sim 30\, M_\odot$形成一个旋转的蓝超巨星可以产生一个瞬态像AT 2018 lqh。我们发现，这种情况下可以一致地解释光学/紫外线发射和暂定后期的X射线探测，以及无线电上限。如果超爱丁顿吸积作用在新生黑洞上为X射线发射提供了动力，那么持续的X射线观测可能能够测试黑洞周围是否存在吸积盘。
2021-11-12 astro-ph.HE
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
Millisecond newly born pulsars as efficient accelerators of electrons
研究了新产生的毫秒级微扰星作为产生超高能电子的可能能源。从恒星旋转到高能电子的能量转移是通过离心驱动（通过双流不稳定性）静电朗缪尔波的朗道阻尼发生的。这种波产生于大量的磁层等离子体中，会增长到很高的振幅，然后非常有效地阻尼相对论电子，将它们驱动到更高的能量。我们表明，能量转移的速度是如此有效，没有能量损失可能会影响粒子加速的机制;电子可能达到10^{18}eV的数量级的能量的参数特征的一个年轻的恒星。
2015-07-23 astro-ph.HE
Gravitational Waves from Neutron Stars: A Review
中子星是引力波的极好发射体。将物质挤压到核密度之外会引发奇异的物理过程，其中许多过程会以相对论速度剧烈地转移大量质量，破坏时空并产生大量的引力辐射。我回顾了中子星产生引力波的机制。这包括来自射电和毫秒恒星、磁星、吸积系统和新生中子星的引力波，其机制包括磁和热弹性变形、各种恒星振荡模式和核心超流体湍流。我还专注于从引力波探测中可以学到什么物理学，以及需要进行额外的研究才能充分理解起作用的主要物理过程。
2015-08-26 astro-ph.HE gr-qc
Novel Model of an Ultra-stripped Supernova Progenitor of a Double Neutron Star
最近发现的双中子星（DNS）合并和超剥离超新星（SNe）提出了它们的起源和联系的问题。我们提出的第一个一维模型的DNS祖系统计算自洽，直到一个超剥离的铁芯崩溃。我们应用\texttt{MESA}程序从一个由$1.35\;M_\odot$ NS和$3.20\;M_\odot$零年龄主序星组成的后共包络双星开始，通过Case~BB Roche瓣溢出继续模拟，直到坍缩的铁芯的下落速度超过$1000\;{\rm km\,s}^{-1}$。这颗爆炸恒星的总质量为$\sim 1.90\;M_\odot$，由$\sim 0.29\;M_\odot$富氦包层、$\sim 1.61\;M_\odot$的CO核心和$\sim 1.50\;M_\odot$的富铁核心组成。由此产生的第二个出生的NS估计质量为$\sim 1.44\;M_\odot$，我们讨论了后SN系统的命运，以及第一个出生的NS的温和回收。根据初始条件，这一系列系统预计将重现LIGO网络检测到的DNS合并。
2021-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The influence of fallback discs on the spectral and timing properties of neutron stars
中子星（NS）周围的回退盘被认为是超新星爆炸的预期结果。在这里，我们调查的后果，这样一个共同的结果，相关的NS人口的时间和光谱特性，使用蒙特卡罗人口合成模型。我们发现，由回退盘施加的长期扭矩可以大大影响后期的时间周期分布，但与定量的差异取决于初始自旋分布是由慢或快的自旋。对于后者，一个单峰的初始自旋分布变成双峰在以后的时间。计时年龄往往会低估年长者的真实年龄，而高估年轻者的年龄。制动指数在1.5 <~ n <~ 3的范围内聚集，对于慢生的恒星，制动指数在-0.5 <~ n <~ 5的范围内聚集，对于快生的恒星，制动指数在-0.5 <~ n <~ 5的范围内聚集，年轻的天体主要在n <~ 3的范围内发现。较大的n值（虽然不常见）是可能的，并且与NS+椎间盘系统中的扭矩转换相关。发现NS+盘系统的0.1-10 keV热光度在早期（t <~ 10^3年）通常由盘发射控制，但这比NS的热表面发射下降得更快。根据初始参数的不同，可能会有一些偶然的时期，其中一些NS从推进器阶段切换到吸积阶段，将它们的光度增加到爱丁顿极限约10^3-10^4年。
2012-05-15 astro-ph.HE
Hypercritical accretion onto a magnetized neutron star surface: a numerical approach
在核心坍缩的超新星中产生的新生中子星的性质会受到爆炸后几小时可能发生的后期回落的强烈影响。这种吸积发生在由中微子冷却主导的区域，Chevalier（1989）最初在这方面进行了探索。在这里，我们重新审视这种方法在一个一维球对称模型，并进行数值模拟，在二维的吸积柱到中子星考虑详细的微观物理，中微子冷却和磁场的存在下，在理想的MHD。我们比较我们的数值结果的解析解，并探讨如何纯流体动力学以及MHD的解决方案不同于他们，并开始探索这可能会影响外观的残余作为一个典型的射电脉冲星。
2010-06-15 astro-ph.HE
End-to-end study of the home and genealogy of the first binary neutron star merger
双中子星合并是大质量双星演化的终极事件之一，我们对它们的母系统的了解仍处于初级阶段。即将到来的引力波探测，再加上多波长的后续观测，将使我们能够通过描述它们邻近的恒星星族并寻找它们的祖先来研究越来越多的这些事件。恒星演化模拟对这项工作至关重要，但它们也基于许多假设。此外，用于研究宿主星系的模型与用于研究祖先星系的模型不同，并且通常基于单星人口。在这里，我们介绍了一个框架来执行端到端的分析，并部署到第一个二元中子星合并-GW 170817。利用双星星族和光谱合成（BPASS）程序，我们可以反演宿主星系NGC 4993的物理性质，并推断出其前身星系。在我们的模拟中，GW 170817有98%以上的可能性来自Z=0.010的恒星星族，它们在5到12.5 Gyrs前诞生。通过仔细权衡恒星谱系，我们发现GW 170817很可能来自一个双星系统，它的主星质量为13-24 Msol，次级星质量为10-12 Msol，在它们的一生中经历了两到三次共同的包络事件。
2023-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron - mirror neutron mixing and neutron stars
中子$n$振荡成镜像中子$n'$，它们的质量简并伙伴来自暗镜像扇区，对中子星可能有有趣的意义：普通中子星可以逐渐转变成由部分镜像暗物质组成的混合星。混合星可以作为普通中子星的孪生伙伴被探测到：也就是说，可以存在质量相同但半径不同的致密星。对于一个给定的状态方程（普通分量和镜像分量相同），混合星的质量和半径取决于其内部普通分量和镜像分量的比例，而这又取决于其年龄。如果两部分的$50 \% - 50\%$比例在时间上渐近达到，那么这种“最大混合星”的最大质量应该是普通中子星的$\sqrt2$倍，而超过临界质量值$M^{\rm max}_{NS}/\sqrt2$的恒星在一定时间后应该坍缩到黑洞中.我们评估了演化时间，并讨论了$n-n'$跃迁对脉冲星观测以及对来自中子星合并的引力波和相关电磁信号的影响。
2021-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Stellar oscillations in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
我们考虑了相对论性恒星在Eddington启发的Born-Infeld引力（EiBI）中的恒星振荡。为了研究特定的频率，我们通过线性化场方程推导出EiBI中控制恒星振荡的微扰方程，并通过数值计算确定EiBI，$κ$和恒星模型中耦合参数变化时的振荡频率。结果发现，频率与$κ$的值有很强的依赖关系，其中具有负的$κ$的EiBI中的频率变得更高，而具有正的$κ$的EiBI中的频率变得更低，这比广义相对论中的期望值要低。我们还发现，通过对基频的观测，可以将EiBI与$8πε_0|κ|\gtrsim 0.03$从广义相对论中区分出来，而与中子星物质的状态方程无关，其中$ε_0$表示核饱和密度，$ε_0κ$成为无量纲参数。随着对EOS的进一步限制，人们甚至可以将EiBI与$8πε_0|κ|\lesssim 0.03$和广义相对论区分开来。
2014-06-15 astro-ph.HE gr-qc
Searching for Debris Disks around Isolated Pulsars
不同的观测证据表明，孤立的中子星周围存在着圆盘。当中子星在核心坍缩的超新星爆炸中诞生时，超新星的回落可能会形成这样的圆盘。人们已经努力寻找不同种类的中子星周围的盘，包括毫秒中子星、年轻的中子星（磁星、中心致密天体和X射线暗淡孤立的中子星）和规则的射电中子星。我们回顾了从光学到亚毫米/毫米波长观测的主要结果。
2014-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
