Exploring tidal effects of coalescing binary neutron stars in numerical relativity II: Longterm simulations
我们进行新的长期（15-16个轨道）的数值相对论的合并的二元中子星的模拟使用更新的爱因斯坦方程求解器，采用低偏心率的初始数据，和建模的中子星的分段多方状态方程。收敛性研究表明，我们的新结果收敛速度比三阶和使用确定的收敛阶，我们构建了一个外推的波形，估计的总相位误差应小于1弧度。然后，我们将外推的波形与最新的有效单体（EOB）形式主义计算的波形进行比较，其中考虑了所谓的潮汐变形性，更高的后牛顿修正和引力自作用力效应。我们发现，对于一个紧凑的中子星，其半径为11.1公里的二进制，由EOB形式主义的波形符合相当好的数值波形，使总相位误差小于1弧度的总相位的$\sim 200$弧度合并。相比之下，对于半径为13.6 km的较不致密的中子星双星，在最后几个波周期中，EOB和数值波形彼此不一致，导致总相位误差为$\sim 3$弧度。
2015-02-11 astro-ph.HE gr-qc
Detecting resonant tidal excitations of Rossby modes in coalescing neutron-star binaries with third-generation gravitational-wave detectors
旋转中子星的Rossby模（r模）可以被合并双星系统中的重磁力激发。Flanagan和Racine [Phys. Rev. D 75，044001（2007）]的先前研究表明，这种动力学潮汐（DT）可以在引力波形上引起0.1 rad的相移，这可以通过第三代（3G）探测器检测到。在本文中，我们研究了在3G探测器时代，这种DT对测量中子星参数的影响。本文引入了两种不同状态方程预言的中子星性质之间的普遍关系：（i）惯性动量与（f-模）潮汐Love数之间的I-Love关系;（ii）r-模重叠与潮汐Love数之间的关系。我们发现，r模DT将提供丰富的信息，慢旋转中子星的频率范围从10到100赫兹。对于一个中子星双星系统（在宇宙探测器中的信噪比约为1500），在最好的情况下，每个单独的中子星的自旋频率可以被限制在6%（分数误差）。单个中子星的勒夫数之间的简并度被显著降低：每个勒夫数在最好的情况下可以被限制在20%左右，而对称和反对称勒夫数的分数误差都被降低了约300倍。此外，DT还允许我们测量中子星的自旋倾角，在最好的情况下为0.09 rad，从而对NS natal kicks和超新星爆炸模型施加限制。除了参数估计，我们还开发了一种半解析方法，准确地描述了由于DT而产生的二元演化的详细特征。
2021-03-15 astro-ph.HE gr-qc
$f$-mode Imprints in Gravitational Waves from Coalescing Binaries involving Aligned Spinning Neutron Stars
在合并双星的中子星成员中，$f$模的激发加速了合并过程，从而在引力波形中引入了相移。强调潮汐相移对齐，旋转的恒星，我们提供了一个准确的，但经济的，方法来产生$f$模式参与，合并前波形使用现实的自旋调制$f$模式频率的一些可行的状态方程。我们发现，对于慢旋转的恒星，动力学潮汐的退相效应可以是唯一的，独立于地球观测系统的直接观测值（啁啾质量${\cal M}$，对称比$η$和相互潮汐变形${\tilde Λ}$），而这种普遍性逐渐失去增加自旋。对于具有快速旋转成员（$\gtrsim800\text{ Hz}$）的双星，由于$f$模式引起的相移将超过合理信噪比（$ρ=25$）和$\gtrsim400\text{ Hz}$截止频率下波形相位的不确定性。假设$10^3\text{ Hz}$和快（$\gtrsim800\text{ Hz}$）成员的截止频率很高，已经发现了$\gtrsim100$ rads的显著相移。对于涉及快速旋转恒星（可能是GW 190814的次级）的系统，忽略波形模板中的$f$模效应会导致相关分析中相当大的系统误差。特别是，由于$f$ -模式的失相大于由$\sim5$，这可能会导致一个相当高估的潮汐变形，如果动力潮汐的贡献不占平衡潮汐所造成的。本文还讨论了$f$模激发引起伴随前兆耀斑的可能性.
2022-09-07 astro-ph.HE gr-qc
Electromagnetic Transients Powered by Nuclear Decay in the Tidal Tails of Coalescing Compact Binaries
研究了在紧凑物体合并过程中形成的长潮汐尾可能通过新合成的r-过程材料的衰变为光学瞬变提供动力的可能性。合并动力学的精确建模使得能够现实地确定喷射碎片的热力学条件。流体动力学和全核网络计算的结果相结合，计算所得的r-过程的丰度和加热的材料由它们的衰变。随后的同源结构被映射到一个辐射转移代码合成紧急模型光变曲线，并确定它们的属性（可变性和颜色演变）如何取决于合并二进制的质量比和方向。从喷出的碎片中发出的辐射，虽然没有典型的超新星那么壮观，但在瞬态调查中应该可以观察到，我们估计了相关的检测率。如果这种电磁瞬变现象与某些短伽马射线暴同时被探测到（或没有被探测到），那么，致密天体合并作为短伽玛射线暴的前身的情况（或相反）就可以得到检验，尽管它们可能被轴上的余辉所掩盖。
2011-04-28 astro-ph.HE
Thermal effects on tidal deformability of a coalescing binary neutron star system
通过探测发射的引力波来研究中子星合并是研究高密度下致密核物质性质最有前途的工具之一。值得一提的是，目前还没有强有力的证据表明，在合并之前的最后一个轨道期间，恒星的温度为零。此外，有一些理论预测表明，恒星的温度甚至可能是几MeV。根据主要理论，潮汐将机械能和角动量传递给恒星，而恒星内部的摩擦将机械能转化为热量。在吸气过程中，这些影响可能是可以检测到的。不同的处理方法被用来估计机械能的转移和潮汐摩擦的大小，导致不同的结论合并前的潮汐效应的重要性。本文研究了中子星系统在合并前的内旋过程中温度对中子星潮汐形变的影响。我们应用了一类热状态方程起源于各种核模型，并发现，即使是低的温度值（$T<1$ MeV）的潮汐变形的基本成分的影响是不可忽略的。然而，根据主要发现，温度对潮汐变形的影响是不可区分的。讨论和分析了这一意外结果的后果。
2021-10-19 astro-ph.HE nucl-th
Resonance Locking of Anharmonic $g$-Modes in Coalescing Neutron Star Binaries
本研究发现并合中子星双星中最低阶非简谐$g$模会发生共振锁定，使模能量远超线性理论预测，对引力波相位产生约3 rad的额外修正，可用于探测中子星内部结构细节。
2025-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Analytically improved and numerical-relativity informed effective-one-body model for coalescing binary neutron stars
本研究提出了用于双中子星合并的改进版有效单体模型TEOBResumS，通过引入高阶潮汐项、次准圆修正和受数值相对论启发的参数，提升了模型与数值模拟的一致性，并提供了闭式频域表示。
2023-07-27 astro-ph.HE gr-qc
Gamma-ray burst precursors from tidally resonant neutron star oceans: potential implications for GRB 211211A
本文提出了基于潮汐共振中子星海洋的短伽马射线暴前兆模型，仅需前兆能量、主暴前时间与准周期振荡频率即可约束双星参数并区分合并类型，应用于GRB 211211A表明其前兆符合极端质量比NSBH合并与高质量中子星解释。
2023-11-19 astro-ph.HE
Growth rate of the tidal p-mode g-mode instability in coalescing binary neutron stars
最近，我们描述了由于p模到g模的非线性耦合引起的不稳定性，作为应用，我们研究了合并中的中子星的潮汐稳定性。虽然我们发现潮汐在螺旋早期是p-g不稳定的，并迅速将模式驱动到大能量，但我们的分析只考虑了三模相互作用。Venumadhav、Zimmerman和Hirata表明，四模相互作用也必须考虑在内，因为它们以相同的顺序进入分析。他们发现了三模和四模相互作用之间近乎精确的抵消，并得出结论，虽然双中子星中的潮汐可能是p-g不稳定的，但增长速度还不足以影响引力波信号。他们的分析假设线性潮汐是不可压缩的，这对静态线性潮汐（m=0谐波）是正确的，但对非静态线性潮汐（m=+/- 2）不是。在这里，我们占的非静态线性潮汐的可压缩性，并发现，三，四模式的相互作用不再取消。结果，我们发现不稳定性可以迅速驱动模式到显著的能量（在二元合并之前有几十个e折叠的增长时间）。我们还表明，线性阻尼干扰的取消，并可能进一步提高p-g增长率。不稳定性的早期开始（在引力波频率接近50 Hz时），快速的增长率和大量的不稳定模式（> 10^3）表明不稳定性可能会影响来自双中子星的引力波的相位演化。评估其影响需要了解不稳定性如何饱和，并留待未来工作。
2016-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Tidal deformations of compact objects and gravitational wave emission
观测由合并的双中子星（NS）产生的引力波（GW）信号，如GW事件GW 170817，可以用来限制恒星内核物质的状态方程（EoS）。恒星内部结构和组成的信息被编码在它们的潮汐勒夫数中，这在双星在螺旋后期发出的GW信号的波形中留下了印记。我们通过计算自旋潮汐修正，影响的动力学和GW发射的一个二元系统在领先的后牛顿（PN）顺序和线性顺序的自旋，扩展了紧凑的对象的潮汐变形的理论。这些修正分为两类：由于标准潮汐勒夫数和物体自旋之间的耦合引起的项，以及取决于旋转潮汐勒夫数的项。两者都以6.5PN阶进入GW阶段。我们分析了自旋潮汐耦合的影响，通过估计引起的参数偏差GW170817类事件，假设第二代和第三代地基干涉仪。如果自然界中存在相对高自旋（$χ\gtrsim 0.1$）的NS双星，这些效应可能会被下一代探测器观测到。最后，我们证明了利用GW探测解决所谓的逆恒星问题的可行性，即，从NS质量和潮汐勒夫数的测量重建EoS。我们的研究结果表明，很少的观测合并二进制NS通过网络的先进的检测器将允许我们把有趣的约束的现象学参数的分段多方表示的EoS，并在现实的EoS在文献中提出的模型选择。
2019-05-01 astro-ph.HE gr-qc
Precursors in tidal disruption events: repeating, fast, and AGN-hosted TDEs
Ruhr University Bochum（鲁尔大学波鸿分校）
研究揭示TDE前兆与黑洞质量正相关，可能揭示光学发射源起源，为重复部分TDE提供关键线索。
2026-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the neutron star equation of state with gravitational wave signals from coalescing binary neutron stars
最近进行了探索性研究，研究使用来自聚结中子星或中子星-黑洞系统的信号约束中子星状态方程（EOS）的可能性，因为它们将在即将到来的高级引力波探测器（如Advanced LIGO和Advanced Virgo）中看到。特别是，它估计在多大程度上的组合信息从多个检测将使人们能够区分不同的状态方程通过假设排名或参数估计。假设信号和模板波形中的中子星自旋均为零，并考虑到后牛顿（1 PN）阶的潮汐效应，发现O（20）源足以区分硬、中、软状态方程。在这里，我们重新审视这些结果，这一次包括中子星潮汐效应的最高阶目前已知的，在接触频率，中子星自旋的引力波形的终止，以及由此产生的四极子相互作用。我们还采取了质量的中子星在模拟源分布根据一个相对较强的峰值高斯，暗示的观察，但没有假设，数据分析师将有必要准确的知识，这种分布作为一个质量先验。我们发现，特别是后者的效果是戏剧性的，需要更多的检测来区分不同的EOS和参数估计造成系统性偏差，在偏见之上，由于不完善的理解的信号模型在早期的工作中指出。如果能将质量分布的可靠先验信息纳入分析，这一问题将得到缓解。
2015-07-12 astro-ph.HE gr-qc
Constraining the Neutron Star Radius with Joint Gravitational-Wave and Short Gamma-Ray Burst Observations of Neutron Star-Black Hole Coalescing Binaries
合并中子星（NS）-黑洞（BH）双星是有希望的引力波（GW）源，将在未来几年内被现有的GW天文台检测到。如果NS在BH最内侧的稳定圆形轨道外被潮汐破坏，可能会形成一个吸积环，这最终可能会为短伽马射线暴（SGRB）提供动力。SGRB的观测与NS-BH合并的引力辐射相一致，这将证实这两种现象之间的联系，也给我们提供了新的见解NS物理。我们提出了一种新的方法来测量NS半径，从而约束NS状态方程使用联合SGRB和GW观察NS-BH合并。我们表明，在联合检测与现实GW的信噪比（S/N）为10的情况下，NS半径可以被约束到$\lesssim\,$ 20%的准确度在90%的置信度。
2020-03-01 astro-ph.HE gr-qc
Nonradial oscillations of stratified neutron stars with solid crusts: Mode characterization and tidal resonances in coalescing binaries
Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Yangzhou University（扬州大学）；Kyoto University（京都大学）
研究非径向振荡的中子星固壳在双星并合中的模式特征和潮汐共振，揭示低频模式对引力波相位的影响及壳层破裂机制。
2026-01-29 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Sub-radian-accuracy gravitational waveforms of coalescing binary neutron stars in numerical relativity
扩展我们以前的研究，我们进行高分辨率的数值相对论的螺旋双中子星的模拟。在中子星半径为10.9- 13.7公里的情况下，采用最小网格间距为$\approx 63$ -86米的计算资源，对中子星的收敛性进行了深入的研究.在最后的$\sim 15$-16个螺旋轨道中，对$\gtrsim 210$，rad的引力波相位估计的总误差为0.1~rad。然后，我们比较的波形（无分辨率外推）与最新的有效单体形式主义（潮汐SEOBv 2模型称为TEOB模型）计算的。我们发现，对于我们的任何一个双中子星的模型，由TEOB形式主义计算的波形符合数值相对论波形达到$\approx 3$ \，ms之前的引力波振幅的峰值达到：对于这个后期的螺旋阶段，总的相位误差是$\lesssim 0.1$ \，rad。虽然重力波形在最后一个$\sim 3$ \，ms有一个inspiral型的特征，但这个阶段不能很好地用目前的TEOB形式再现，特别是对于具有大潮汐变形能力的中子星（即，较大半径）。其原因是描述。
2017-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Impact and detectability of spin-tidal couplings in neutron star inspirals
来自双中子星合并的引力波信号带有合并体的变形性质的印记，然后是中子星的状态方程。在这些事件中发射的波形的当前模型中，潮汐变形的贡献被编码在一组参数中，潮汐Love数。更精细的模型包括潮汐旋转耦合，由一组额外的参数描述，旋转潮汐勒夫数，出现在波形中的$6.5$后牛顿顺序。对于自旋大$\sim0.1$的中子星，我们表明，忽略潮汐旋转耦合可能会导致第三代引力波探测器的参数估计的显着错误。通过执行Fisher矩阵分析，我们评估旋转潮汐Love数的可测量性，表明它们在波形中的贡献可以由第三代探测器测量。我们的研究结果表明，目前的潮汐变形模型在晚涡应改进，以避免波形系统和提取可靠的信息，从引力波信号观测到的下一代探测器。
2022-04-26 astro-ph.HE gr-qc
Nonlinear mode-tide coupling in coalescing binary neutron stars with relativistic corrections
在广义相对论中计算了非自旋中子星的内模及其潮汐度规微扰，确定了相对论修正对模耦合的影响。有人声称，一个新的流体动力学不稳定性可能发生在一个双中子星系统中的一个中子星中，这是由伴星的潮汐场与其中的p模和g模对的非线性耦合触发的，因为双中子星正朝着合并的方向旋转。这种“PG”不稳定性可能是重要的，因为它可以通过提取轨道能量来影响双星的内旋相位，从而可能导致它们的引力波形与理论模型预测的引力波形有很大的偏差，这可能导致不正确的参数估计，最好的情况下，或者合并未被发现，最坏的情况下，由于使用缺陷的波形模型。另一方面，通过引力波观测，对这种不稳定性及其对双星轨道的影响进行更好的建模，可以揭示一种新的现象，并揭示恒星不稳定性。到目前为止，所有的模-潮耦合不稳定性研究都是在牛顿微扰理论中进行的。中子星是紧凑的物体，因此相对论修正可能很重要。我们提出并测试了一个新的代码来计算非旋转相对论恒星的相对论本征模。我们利用这些相对论潮汐和中子星本征模计算了几个选定的状态方程的模-潮汐耦合强度（MTCS）。因此计算的MTCS可以是最多百分之几十的不同，从它的纯牛顿值，但我们确认的依赖性轨道分离和状态方程的牛顿计算发现。对于某些物态方程，MTCS对中子星壳区非常敏感，这说明了精确处理这一区域的重要性。
2022-09-29 astro-ph.HE gr-qc
Streams collision as possible precursor of double tidal disruption events
潮汐破裂事件（TDEs）的发生率可以根据环境和将恒星发射到黑洞附近的机制而变化几个数量级。对于最大的速率，在双TDE中，两个中断可以一个接一个地发生。在这种情况下，两个碎片流可能会在落回黑洞之前相互碰撞，导致电磁辐射，这是单个TDES所不存在的。我们分析评估发生这种流碰撞的条件。它要求两次破裂的近心点位置的差异弥补了它们之间的时间延迟。此外，流的宽度必须补偿由其轨道平面的倾斜引起的垂直偏移。如果双TDE发生在双星潮汐分离之后，我们发现两个流的碰撞概率高达$44\%$。我们验证我们的分析条件，通过流体动力学模拟流碰撞，并发现相关的冲击加热气体显着。如果光子能够迅速逃逸，则辐射爆发会持续几天，亮度为$\sim 10^{43}\, \rm erg\, s^{-1}$，最有可能在光学波段。这个信号代表了TDEs主耀斑的前兆，特别是可以用来确定恒星碎片形成圆盘的效率。
2018-05-23 astro-ph.HE
Equation of State Dependence of Nonlinear Mode-tide Coupling in Coalescing Binary Neutron Stars
最近，由于p模与g模的非线性耦合而引起的聚并双星中潮汐形变中子星的不稳定性已被详细研究。这一结果意义重大，因为它可能会影响螺旋，并在依赖于中子星状态方程（EOS）的引力波信号上留下印记。由于其潜在的重要性，不稳定性的细节应进一步阐明，其对EOS的敏感性应进行调查。为此，我们进行了数值分析与六个有代表性的EOS静态和非静态潮汐。我们确认，静态潮汐下的p-g不稳定性的情况下，以及它的回报在非静态潮汐下，是通用的整个EOS，并进一步揭示了一个新的贡献，它变得重要的中度高阶p-g对（以前的研究集中在非常高阶的模式），其相关的耦合强度可以变化的因素~10-100取决于EOS。我们发现，对于恒星与较硬的EOSs和较小的浮力频率，不稳定的起始较早的螺旋和不稳定的模式增长更快。这些结果表明，不稳定性对引力波信号的影响可能是敏感的中子星物态方程。为了充分评估这一前景，未来的研究将需要研究其饱和度作为EOS和二元参数的函数。
2018-01-27 astro-ph.HE gr-qc
Measuring Mass Transfer Rates in Coalescing Neutron Star--White Dwarf Binaries with Deci-Hz Gravitational-wave Detectors
本文利用TaylorF2波形模型和MCMC模拟，研究了分赫兹引力波探测器对并合中子星-白矮星双星物质转移率的测量能力，给出了不同信噪比下的最小可探测转移率。
2024-02-26 astro-ph.HE gr-qc
Sub-radian-accuracy gravitational waves from coalescing binary neutron stars II: Systematic study on the equation of state, binary mass, and mass ratio
我们使用自适应网格细化数值相对论程序{\tt SACRA-MPI}，报告了{ \it new} 26个非自旋双星系统的数值相对论模拟结果。最小网格间距为$\approx 64$ -- $85$ m，具体取决于系统。首先，我们推导出长期高精度的螺旋引力波形，并表明，由于有限的网格分辨率的累积引力波相位误差小于$0.5$ rad在超过$200$ rad的相位演化，无论系统。我们还发现，一个二元系统的引力波相位误差与一个表列状态方程（EOS）是可比的分段多方状态方程。验证了SACRA螺旋形重力波形模板，并将其用于从重力波观测中提取潮汐形变，发现我们的波形建模精度在重力波相位上为$\lesssim 0.1$ rad，在重力波振幅上为$\lesssim 20 \%$，直到重力波频率$1000$ Hz。最后，我们校准了文献中提出的合并后引力波信号与潮汐变形能力/中子星半径之间的普适关系，并表明它们受到系统论的影响，许多被提出为普适的关系并不具有很强的普适性。提出了改进的拟合公式。
2020-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Reassessing the Spin of Second-born Black Holes in Coalescing Binary Black Holes and Its Connection to the chi_eff-q Correlation
Anhui Normal University（安徽师范大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Zhejiang University of Technology（浙江工业大学）；Université de Genève（日内瓦大学）；Guizhou University（贵州大学）
研究双黑洞合并中第二颗黑洞自旋与chi_eff-q相关性的物理起源，发现自旋受恒星风质量损失主导，提供自旋公式并预测质量比反转比例。
2026-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Prospects for joint gravitational-wave and electromagnetic observations of neutron-star--black-hole coalescing binaries
合并中子星黑洞（NS-BH）双星是一个很有前途的引力波（GW）信号源，可以用大型激光干涉仪（如Advanced LIGO和Virgo）探测。它们也是短伽马射线暴（SGRB）的主要候选祖先之一。如果黑洞潮汐性地破坏了它的伴星，当一个足够大质量的吸积盘在黑洞残余物周围形成时，SGRB就可能被点燃。在GW和电磁（EM）频谱中检测NS-BH聚结提供了有关源性质的丰富信息。然而，从联合检测实际上可以推断出多少是不清楚的，因为质量/自旋简并可能降低GW测量精度。为了阐明这个问题和联合EM+GW观测的潜力，我们在这里结合了最近的半分析预测的残余磁盘质量的参数空间部分，是由GW检测选择的估计。我们确定的情况下，支持SGRB点火，在其他情况下，它可以被排除在外，最后在其他情况下，结果取决于所选择的模型，目前未知的NS状态方程。我们查明了一系列的系统，这将使我们能够把状态刚度方程的下限，如果GW的排放和EM对应观察。我们开发的方法可以扩大现有GW检测和参数估计算法的范围，并且可以允许我们在SGRB触发后忽略NS-BH搜索中大约一半的模板，从而提高其速度和灵敏度。
2014-07-24 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic Interactions in Coalescing Neutron Star Binaries
从演化和经验的角度来看，许多合并中子星（NS）双星都是由轨道上的高磁化NS和相对较低的磁场NS组成的。我研究这些二进制使用单极电感模型的框架的磁相互作用。电磁场当它穿过磁层时，在非磁性NS上产生的磁场建立了一个连接两颗恒星的电路。该电路的确切特征取决于恒星之间的空间R_空间中的不确定电阻。然而，我表明，有有趣的观测和/或动力学效应，无论其确切值。当R_space很大时，磁层中的电耗散高达~10^{46} erg/s（对于磁场强度），这将在合并前的几秒钟内表现为硬X射线前兆。不太确定的是，也可能有一个相关的无线电瞬变，但这将被观察到过去的合并（~小时），因为星际色散。当R_space较小时，电耗散主要发生在磁性NS的表面层。在合并前的最后1秒，这一数值可以达到10^{49}尔格/秒，类似于短伽马射线暴的能量和时间尺度。此外，对于大于~10^{12} G的偶极场和小的R_空间，磁矩使磁化NS自旋向上。这会消耗双星的角动量，加速内旋。更快的合并导致合并前发生的轨道更少，这将影响地基激光干涉仪的匹配过滤引力波搜索，并可能为研究具有紧凑吸气的引力理论带来困难。
2012-05-29 astro-ph.HE gr-qc
Post-Newtonian spin-tidal couplings for compact binaries
我们计算的自旋潮汐耦合，影响两个轨道机构的动力学在领先的顺序在后牛顿（PN）的框架和线性顺序的自旋。这些修正属于两类：（i）由普通潮汐项和点粒子项之间的耦合引起的项，其依赖于$l$阶的标准潮汐Love数，并影响$(2l+5/2)$ PN阶的引力波（GW）相位;（ii）依赖于旋转潮汐Love数的项，最近在以前的工作中引入，其影响$(2l+1/2+δ_{2l})$ PN阶的GW相位。对于圆形轨道和自旋垂直于轨道平面，所有领先阶自旋潮汐项进入GW阶段在$1.5$ PN顺序相对于标准，四极，潮汐变形性条款（因此，在标准八极潮汐变形性条款）。我们提出的GW阶段，包括所有的潮汐条款高达$6.5$ PN顺序和线性顺序的自旋。我们评论的概念问题，包括旋转潮汐爱数的拉格朗日公式和相关的自旋潮汐耦合参数估计在合并中子星双星和重力测试。
2018-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Modeling the dynamics of tidally-interacting binary neutron stars up to merger
合并中子星双星发射的引力波信号的数据分析需要这些系统的动力学和波形的精确解析表示的可用性。本文提出了一个描述中子星双星从螺旋上升到合并的广义相对论动力学的有效单体模型。我们的EOB模型采用了增强的吸引力潮汐势的动机最近的分析进展后牛顿和引力的相对论性潮汐相互作用的自我力量的描述。在后期强场动力学中，没有引入描述潮汐相互作用的拟合参数。我们比较了模型能量学和引力波定相与新的高分辨率多轨道数值相对论模拟的等质量配置与不同的状态方程。我们发现协议内的不确定性的数值数据的所有配置。我们的模型是第一个半解析模型，捕捉潮汐放大效应接近合并。因此，它提供了最准确的分析表示的二元中子星动力学和波形目前可用。
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Neutron star tidal deformability and equation of state constraints
尽管中子星有着悠久的历史和天体物理学的重要性，但它们的一些关键性质仍然不确定。在它们内部遇到的极端条件，包括极端密度和同位旋不对称的不确定成分的物质，在广义相对论中独特地决定了恒星的宏观性质。天体物理学对这些宏观性质的限制，如中子星的质量和半径，长期以来一直被用来理解形成它们的物质的微观性质。本文讨论了中子星的另一个天体物理学上可观测的宏观性质：潮汐形变。中子星与其他具有结构的扩展天体一样，在外部潮汐场的影响下会发生潮汐形变。在通过引力波发射观测到的中子星合并的背景下，这种变形可以通过称为\emph{tidal deformability}的参数进行量化。我们讨论了潮汐变形的作用，在观测的聚结中子星与引力波，以及它如何可以用来探测自然界最紧凑的物质对象的内部结构。也许不可避免的是，大部分的讨论将由GW 170817决定，截至撰写本文时，GW 170817是对双中子星与引力波合并的最具信息性的确认探测。
2020-11-12 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Beyond the linear tide: impact of the non-linear tidal response of neutron stars on gravitational waveforms from binary inspirals
合并中的中子星中的潮汐相互作用改变了螺旋的动力学，因此以额外相移的形式在它们的引力波（GW）信号上留下了印记。我们需要准确的潮汐相移模型，以约束观测的超核状态方程。在以前的研究中，GW波形模型通常是通过将潮汐视为对扰动潮汐场的线性响应来构建的。在这项工作中，我们将非线性校正，由于流体动力学三，四模式的相互作用，并显示它们如何可以提高波形模型的准确性和解释能力。我们建立和数值求解耦合的轨道和模式的微分方程，并解析推导出系统的平衡配置的解决方案。我们的分析解决方案同意与数值的合并，只涉及代数关系，允许快速相移和波形评估不同的状态方程在一个大的参数空间。我们发现，在牛顿阶，非线性流体的影响，可以提高潮汐相移$\gtrsim 1\,{\rm radian}$在GW频率为1000 Hz，相应的$10-20\%$校正的线性理论。合并附近的附加相移的规模是一致的数值相对论和理论预测，只占线性潮汐之间的差异。因此，在解释数值相对论的结果以及为当前和未来的GW探测器构建波形模型时，非线性流体效应非常重要。
2023-01-06 astro-ph.HE gr-qc
Tidal deformation and strain accumulation of solid compact stars
Peking University（北京大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））
研究类似脉冲星的致密恒星内部是流体还是固体，基于奇异子星模型构建潮汐形变建模框架，发现固态和流体奇异子星潮汐可变形性有差异，建模内部应变积累，其结果或能结合电磁辐射检验致密恒星的固态性质。
2026-07-14 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
TIGER: A data analysis pipeline for testing the strong-field dynamics of general relativity with gravitational wave signals from coalescing compact binaries
使用即将到来的第二代引力波探测器（如Advanced LIGO和Virgo）直接探测引力波将使我们能够首次探测广义相对论（GR）的真正强场动力学。我们提出了一个数据分析管道称为TIGER（测试基础设施广义相对论），这是设计来利用检测紧凑的二元聚结测试GR在这个制度。TIGER是GR本身的模型独立检验，因为它不需要与任何特定的替代理论进行比较。它对两个假设执行贝叶斯推断：GR假设$\mathcal{H}_{\rm GR}$和$\mathcal{H}_{\rm modGR}$，其声明波形中的一个或多个后牛顿系数不像GR预测的那样。通过使用$\mathcal{H}_{\rm modGR}$的多个子假设，在每个子假设中允许GR相的不同数量的参数化变形，可以使用任意大数目的“测试参数”，而不必担心如果额外参数的真实数目实际上很小，则模型不够节俭。TIGER非常适合于大多数源具有低信噪比的情况，再次通过使用这些子假设。来自多个来源的信息可以简单地结合起来，从而产生更强的测试。我们专注于二进制中子星合并，足够准确的波形模型，可以在计算机上生成足够快，适合用于贝叶斯推断。我们表明，管道是强大的对一些基本的，天体物理和仪器的影响，如波形近似值之间的差异，有限数量的后牛顿相位贡献是已知的，中子星自旋和潮汐变形的轨道运动的影响，和仪器校准误差。
2014-06-06 astro-ph.HE gr-qc
Resonant Tidal Excitation of Oscillation Modes in Merging Binary Neutron Stars: Inertial-Gravity Modes
在合并的中子星（NS）双星中，引潮力可以共振激发NS中的低频（< 500 Hz）振荡模式，在轨道和NS之间传递能量。这种共振潮汐可以引起重力波的相位变化，为利用引力波研究NS内部提供了一个新的窗口。以前的工作已经考虑了潮汐激发的纯g-模式（由于稳定分层的明星）和纯惯性模式（由于科里奥利力），与旋转效应处理的近似方式。然而，对于现实的NS，浮力和旋转效应可以是可比的，从而产生混合惯性重力模式。我们开发了一个非微扰数值谱代码来计算这些模式的频率和潮汐耦合系数。然后，我们计算的相位偏移的重力波形，由于每一个共振在双螺旋。我们采用多方NS模型与参数化分层。我们推导出相关的标度关系和调查如何相移取决于各种属性的NS。我们发现，对于典型的NS（质量M = 1.4M_sun，半径R = 10 km）和中等的自转速率（< 300 Hz），由共振引起的引力波相移一般小于0.01弧度。但是相移是R和M的强函数，并且对于具有较大半径（R > 15 km）的低质量NS可以达到弧度或更大。当分层和旋转的组合产生非常低的频率（在惯性系中< 20 Hz）的修改的g模式时，也可以产生显著的相移。我们还发现，一些惯性模式可以强烈影响分层，和m = 1的r-模式，以前确定有一个小的，但有限的惯性框架的频率的基础上的考林近似，实际上基本上是零频率，因此不能被激发。
2017-08-06 astro-ph.HE gr-qc
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
Low latency search for Gravitational waves from BH-NS binaries in coincidence with Short Gamma Ray Bursts
我们提出了一个程序，可用于搜索的引力波从黑洞中子星合并双星，在符合短伽马射线暴。它是基于最近提出的两个半解析拟合，一个再现的质量残余盘周围的黑洞合并后形成的一些二元参数的函数，第二个与中子星的紧凑性，即质量和半径的比率，其潮汐变形。使用Fisher矩阵分析和两个拟合，我们分配一个概率，即发出的引力信号与形成一个吸积盘足够大，以提供所需的能量来驱动一个短的伽马射线暴。该信息可用于低延迟数据分析，以限制与短伽马射线暴重合的引力波信号的参数空间搜索，并获得关于聚结系统的动力学和组件的内部结构的信息。此外，当二进制参数将以高精度测量时，将有可能使用该信息来触发对离轴伽马射线暴余辉的搜索。
2014-02-24 astro-ph.HE gr-qc
The precursor of GRB211211A: a tide-induced giant quake?
本文探讨了双致密星旋近阶段固体奇异星的潮汐形变引发星震的机制，发现该机制释放的能量支持GRB211211A前身源于黑洞-奇异星并合情景。
2023-05-18 astro-ph.HE
Tidally-induced Magnetar Super Flare at the Eve of Coalescence with Its Compact Companion
在双中子星（NS）或NS-黑洞系统（其中一个NS是磁星）的螺旋晚期，磁星上的引潮力随着双星的接近而急剧增加。潮汐引起的变形可能会超过磁星地壳在合并前几秒或几秒内所能承受的最大值。因此，可能会发生灾难性的全球地壳破坏，储存在磁星内部的磁能将有机会释放出来，这将被观测为超级耀斑，其能量比磁星的巨型耀斑大100倍。这种机制可以很自然地解释最近观测到的GRB 211211 A的前兆，包括它的准周期振荡。我们预测，在未来的引力波O 4/O 5周期，可能有一小部分检测到的双NS合并与这样的超级耀斑。通过观测，可以获得NS内部结构和磁场的丰富信息，这在其他地方是很难研究的。
2022-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Coincidence searches of gravitational waves and short gamma-ray bursts
黑洞中子星合并双星被认为是解释短伽马射线暴的最佳方案之一。事实上，如果合并后形成的黑洞被一个大质量的圆盘所包围，中微子湮灭过程可能会产生高能量和准直的电磁辐射。在本文中，我们设计了一个新的程序，用于从黑洞中子星双星的引力波的搜索，分配的概率，检测到的引力信号与吸积盘的形成，质量足以功率伽马射线暴。这种方法是基于最近提出的两个半解析拟合，一个再现周围的黑洞作为一些二元参数的函数，第二个有关的中子星的紧凑性，其潮汐变形的残余磁盘的质量。我们的方法可用于低延迟数据分析，以限制与短伽马射线暴相关的引力信号的参数空间搜索，并获得关于聚结系统的动力学和中子星状态方程的信息。
2014-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational-wave asteroseismology with f-modes from neutron star binaries at the merger phase
来自合并中子星的引力波信号可以提供关于核物质状态方程性质的重要信息，从信号的早期部分通过潮汐效应到合并产物的性质和振荡频率。通过比较中子星的基本振荡模式（$f$ -模式）的频率与两颗中子星合并时的引力波频率，我们研究了孤立中子星的性质与合并之间的直接联系。我们使用共形平坦近似下的非线性流体动力学程序计算了非旋转和旋转中子星的四极（$l=2$）$f$模振荡（$f_{2f}$），并从一组公开可用的模拟中获得了与双星的峰值振幅（$f_{\rm max}$）相关的引力波频率。我们发现，$f_{\rm max}$和$f_{2f}$相差约1\%，平均而言，在45个相同的质量系统，不同的总质量和状态方程。假设引力波频率仍近似等于轨道频率$Ω$的2倍，结果表明，在并合点附近满足潮汐共振条件$|m|Ω= f_{2f}$，其中$m=2$为方位角量子数.此外，$f_{\rm max}$和等质量双星系统的潮汐变形性之间的普遍联系现在可以用$f_{2f}$和孤立中子星的潮汐变形性之间的类似关系来解释，这已经被证明与中子星的几乎不可压缩性质有关。我们的研究结果表明，这是可能的引力波信号在合并的一个双中子星系统的基本振荡模式和质量比直接相关。
2020-12-15 astro-ph.HE gr-qc
Imprints of the nuclear symmetry energy on the tidal deformability of neutron stars
应用状态方程（EOS）及其对称核物质（SNM）贡献和重离子反应数据约束的低密度对称能$E_{sym}(ρ)$，计算了并合双星系统中中子星的无量纲潮汐形变能$Λ$.对应于部分约束状态方程，以前预测的半径为11.5公里$\leq R_{1.4} \leq$ 13.6公里的典型中子星配置，$Λ$被发现是在292 $\leqΛ_{1.4}\leq$ 680的范围内，与最近观察到的GW170817事件。我们研究了$E_{sym}(ρ)$的高密度行为对中子星潮汐性质的影响，发现虽然$Λ$强烈地依赖于对称能的细节，但$E_{sym}(ρ)$的不同趋势导致$Λ$非常相似的值。特别地，从硬/软到软/硬$E_{sym}(ρ)$的转变可以产生相同的$Λ$。因此，单独测量$Λ$不能完全确定对称能的密度依赖性。因此，有必要对核实验室实验和天体物理观测所依据的致密富中子核物质状态方程进行相干分析，以打破这种简并精确确定$E_{sym}(ρ)$的细节。
2019-03-26 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
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
Thermal effects on tidal deformability in the last orbits of an inspiraling binary neutron star system
通过探测发射的引力波来研究中子星合并是研究高密度下致密核物质性质的最有前途的工具之一。值得一提的是，目前还没有强有力的证据表明，在合并之前的最后一个轨道上，恒星的温度为零。然而，理论研究表明，温度有关的inspiral阶段，甚至可以达到几兆电子伏。根据主要理论，潮汐将机械能和角动量传递给恒星，而恒星内部的摩擦将机械能转化为热量。在螺旋上升过程中，这些影响是潜在的可检测的。不同的处理方法被用来估计机械能的转移和潮汐摩擦的大小，导致不同的结论合并前的潮汐效应的重要性。本文研究了中子星系统在合并前的内旋过程中温度对中子星潮汐形变的影响。我们采用了一类热状态方程，等温和绝热，起源于各种核模型。我们发现，即使是低的温度值（$T<1$ MeV），潮汐变形的基本成分的影响是不可忽略的。另一方面，在绝热星的情况下，潮汐变形的热效应仍然是不可察觉的，直到值$S=0.2 \ {\rm k}_{B}$。根据主要发现，温度对潮汐变形的影响是不可区分的。对上述结果的后果进行了讨论和分析。
2022-07-03 astro-ph.HE nucl-th
Compact object mergers: Observations of supermassive binary black holes and stellar tidal disruption events
超大质量黑洞（SMBH）对恒星的捕获和破坏，以及双星的形成和合并，是SMBH存在于星系核心的必然结果。成对的活动星系核（AGN）和双星SMBH是星系合并演化的重要阶段，目前正在对这些系统进行深入的研究。在星系合并的早期和高级阶段，对一个或两个黑洞吸积触发的观测告诉我们反馈过程和黑洞的生长。在秒差距和分秒差距尺度的紧凑型二进制SMBHs识别为我们提供了重要的制约因素的相互作用过程中，管理收缩的二进制超越“最终秒差距”。合并中的双星SMBH是宇宙中最强大的引力波源之一。恒星潮汐破裂事件（TDEs）表现为明亮的，短暂的，吸积耀斑时，恒星物质的一部分是由SMBH吸积。到目前为止，多波长观测已经确定了大约30个事件，在未来的地基或天基瞬态调查中，将检测到数千个事件。TDE的研究为我们提供了各种新的天体物理学工具和应用，与基础物理或天体物理学有关。在这里，我们提供了一个审查的SMBH对和双星，和TDE的观测现状，并讨论天体物理学的影响。
2015-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic amplification in premerger neutron stars through resonance-induced magnetorotational instabilities
本研究发现双中子星并合前的潮汐共振可通过磁旋转不稳定性在恒星壳层生成强磁场，为伽马射线前兆耀发及并合后遗迹磁能提供解释。
2024-05-15 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Repeating tidal disruptions in GSN 069: Long-term evolution and constraints on quasi-periodic eruptions' models
GSN 069是第一个被发现有准周期喷发（QPE）的星系核。这些是高振幅的软X射线爆发，每隔约9小时出现一次，持续约1小时，在此期间，X射线计数率相对于稳定的静止水平增加了两个数量级。GSN 069在最初几年的X射线光谱特性和长期演变与长期的潮汐破坏事件（TDE）一致。在这里，我们得出的性质QPE和长期的X射线演化在GSN 069在过去的12年中，通过研究时间和光谱X射线数据从11 XMM牛顿，钱德拉，和34斯威夫特观测时间尺度从分钟到年不等。GSN 069中的QPE是一种短暂现象，寿命> 1.05年。QPE强度和复发时间振荡，并允许交替的强弱QPE和长短复发时间被定义。在观测中，静态能级呈现准周期振荡，其周期等于连续QPE之间的平均间隔。QPE光谱演化与来自非常紧凑的区域的热发射一致，该区域快速升温，随后通过X射线发射冷却，同时半径扩大约3倍。静态水平的长期演变的特点是两个重复的TDE ~9年分开。我们检测到一个前体X射线耀斑之前，第二次TDE可能与圆化阶段在光盘形成。在第一次TDE之前暂时检测到类似的前兆耀斑。未来对GSN 069的X射线观测承诺，QPE的起源以及QPE和这个星系核中重复的TDE之间的关系将受到限制，这将对已经确定QPE的其他来源产生影响。[删节]
2022-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Dissipation Impact on the Eccentric Onset of Common Envelope Phases in Massive Binary Star Systems
在巨恒星的对流区中，由于湍流粘性引起的潮汐耗散在形成前共包层系统的轨道中起着重要的作用。这样的系统可能是瞬变源和紧密的双星系统，最终将合并并产生可检测的引力波信号。以往对共包层事件发生的研究主要集中在圆轨道和同步旋转的施主星上，假设潮汐耗散可以在双星到达Roche瓣溢出（RLO）之前快速旋转主星并使轨道圆化。我们通过将恒星主序后恒星演化的数值模型与Vick & Lai（2020）$-$中开发的对流包络中的潮汐耗散模型相结合来测试这一假设，该潮汐模型即使对于近心点距离较小的高偏心轨道也是准确的。我们发现，在许多情况下，潮汐耗散不圆化RLO之前的轨道。对于一颗$10~M_\odot$（$15~M_\odot$）主星与一颗$1.4~M_\odot$伴星的相互作用，当主星离开主序星时，近心距离在3天文单位（6天文单位）以内的系统将在主星增长到罗氏半径时保持初始轨道偏心率。即使在RLO之前潮汐循环的系统中，供体星也可能在质量转移开始时亚同步旋转。我们的结果表明，一些可能的双中子星系统的前兆可能是偏心的罗氏半径。预共包络偏心率对所产生的致密双星的影响值得进一步研究。
2021-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations of the tidal stripping of binary stars by massive black holes
在星系核中，围绕中心大质量黑洞的低角动量轨道上的恒星可以完全或部分地被黑洞潮汐场破坏，通过气体吸积照亮紧凑的物体。这种现象可以重复，如果恒星，没有完全中断，是在一个封闭的轨道上。由于双星系统中恒星的多样性，双星也可能在潮汐分离后立即经历这样的命运。黑洞对这两个双星的消耗预计将为双峰耀斑提供动力。在本文中，我们执行的第一次，与GADGET 2，一套光滑粒子流体动力学模拟银河系中心黑洞周围的双星在牛顿政权。我们发现，吸积光度光变曲线从双潮汐中断揭示了一个更突出的膝盖，而不是一个双峰，当减少遇到的碰撞参量和提升的质量之间的差异时，离开系统后，二进制分离和质量的同伴。如果其中一颗恒星在双星分离后仍然被束缚在黑洞中，而只是部分被破坏，那么对拐点的探测可以预测周期性吸积光度耀斑的发生。因此，膝盖可能是周期性耀斑的前兆，然后可以预测，跟踪和更好地建模。黑洞质量范围$10^5-10^8 \rm M_{\rm \odot}$的分析估计表明，在质量为$10^6-10^7 \rm M_{\rm \odot}$的黑洞中，膝特征得到增强。
2016-02-03 astro-ph.HE
New dynamical tide constraints from current and future gravitational wave detections of inspiralling neutron stars
本文利用改进的引力波相位不确定性估计，表明未来观测可通过潮汐激发g-mode和r-mode振荡揭示中子星内部物质组成与超流体等属性，并约束轨道能量转移、p-g不稳定模式数量及中子星自转速率。
2023-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Tidal Disruption of a Star on a Nearly Circular Orbit
本文研究近圆轨道低质量恒星向超大质量黑洞发生不稳定洛希瓣溢出的圆形潮汐瓦解事件，揭示其超爱丁顿吸积、光学/紫外耀发及X射线前兆后兆等特征，并探讨其与喷流TDEs、重复性TDEs及LISA多信使源的联系。
2024-06-28 astro-ph.HE
Premerger phenomena in neutron-star binary coalescences
本文综述双中子星并合前数秒的高能前兆现象，梳理潮汐共振、电动力学作用和激波等机制，并说明其对中子星状态方程及多信使观测的约束意义。
2024-12-08 astro-ph.HE gr-qc hep-ex
Ultra-long Gamma-ray Bursts from Micro-Tidal Disruption Events: The Case of GRB 250702B
The Open University of Israel（以色列开放大学）；Astrophysics Research Center of the Open University (ARCO)（以色列开放大学天体物理研究中心）；Department of Physics, The George Washington University（乔治华盛顿大学物理系）；Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
GRB 250702B被解释为微潮汐破坏事件，通过三种路径解释其超长持续、高能和快速变化的伽马射线特征。
2026-02-20 astro-ph.HE
AT 2019aalc: a Bowen Fluorescence Flare With a Precursor Flare in an Active Galactic Nucleus
本文研究了活动星系核中带有前兆耀斑的特殊Bowen荧光耀斑AT 2019aalc，通过多波段数据分析揭示了其与典型潮汐瓦解事件的区别，并探讨了辐射压不稳定性作为耀斑起源的可能机制。
2025-04-30 astro-ph.HE
A bright electromagnetic counterpart to extreme mass ratio inspirals
极端质量比螺旋（EMRI），定义为恒星质量的致密物体螺旋进入超大质量黑洞（SMBH），已被广泛认为是一个低频引力波（GW）源。电磁辐射干涉仪提供了对黑洞质量和自旋的精确测量，是激光干涉空间天线（LISA）的主要兴趣之一。然而，人们通常认为，没有电磁（EM）对应的EMRI。在这里，我们显示了一个新的形成通道的EMRI与潮汐破裂耀斑作为EM同行。在这种情况下，耀斑可以产生从潮汐剥离的氦（He）信封的大质量恒星的SMBH。大质量恒星的左致密核心将演变成EMRI。我们发现，在一定的初始偏心率和半长轴下，内旋GW频率在10 $\sim$ ~ 20年内可进入LISA带，这使得潮汐破裂耀斑成为EMRI的电磁前兆。虽然事件发生率仅为$2\times 10^{-4}~\rm Gpc^{-3}yr^{-1}$，但这一关联不仅可以提高LISA的定位精度，帮助寻找EMRI的宿主星系，而且可以作为宇宙学新的GW标准警报器。
2019-11-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Explaining the X-ray Precursor, Ultra-long Prompt Emission, and Week-long Decay of GRB250702B with a Jetted Micro-TDE
Northwestern University（西北大学）；University of Colorado（科罗拉多大学）；National Institute of Standards and Technology（美国国家标准与技术研究院）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
本研究提出带喷流的微潮汐瓦解事件（micro-TDE）作为超长伽马射线暴（ULGRB）的引擎，通过三维流体动力学模拟解释了GRB250702B的X射线 precursor、超长瞬时辐射及数周衰减的多阶段演化。
2026-08-12 astro-ph.HE
Axisymmetric deformations of neutron stars and gravitational-wave astronomy
爱因斯坦的广义相对论预言，孤立的黑洞唯一的静止构型是克尔时空，它具有独特的多极结构，在不旋转时呈球形。这与其他自引力物体的情况形成鲜明对比，原则上，即使在静态情况下，这些物体也可以有任意的变形。在这里，我们开发了一个一般的微扰框架，以构建小的轴对称变形的恒星，并研究明确紧凑的恒星与内在的四极矩。后者可以通过地壳应力或强磁场等来维持。虽然我们的框架是一般的，我们专注于四极形变的中子星引起的各向异性地壳，不断连接到球形中子星在各向同性的限制。变形中子星可能为超新星和双星合并中形成的恒星残骸提供更精确的描述，并可通过引力波探测和低质量X射线双星观测来改善中子星状态方程的约束。我们认为，如果（无量纲）的内禀四极矩是百分之几或更高，变形的影响是强于合并中子星双星的潮汐相互作用，也可能显着影响吸积中子星的电磁信号。
2020-08-25 astro-ph.HE gr-qc
Short gamma-ray bursts from dynamically-assembled compact binaries in globular clusters: pathways, rates, hydrodynamics and cosmological setting
我们提出了一个详细的评估的动力学途径，导致合并的紧凑对象在球状星团（GC）和短伽马射线暴（SGRB）的生产。我们认为原始的二进制，动态形成的二进制（通过潮汐两体和三体交换相互作用）和紧凑的对象（WD/NS/BH）的直接影响。我们表明，如果原始的二进制部分是小的，密切接触占主导地位的生产率合并紧凑的系统。我们发现，这两个占主导地位的渠道是相互作用的领域NS与动态形成的双星，两个机构遇到。然后，我们估计的红移分布和宿主星系的人口统计SGRB的祖先，并发现GC可以提供一个显着的贡献，整体观察到的速率。我们已经进行了流体动力学模拟与WD/NS/BH的近距离恒星相遇的演变，并表明，在占一个典型的SGRB的能量预算没有问题。每一次相遇的细节都是可变的，并导致有趣的多样性：相遇的特征取决于碰撞参量，与合并的情况相反;致密恒星本身的性质可以产生非常不同的结果;其中物质在稍后的时间落回到中心物体上的潮汐尾的存在是这些计算的鲁棒特征，所涉及的质量大于二元合并。因此，在这种情况下，一般可以解释能量释放的即时事件，以及许多动力学时间尺度之后的活动（删节）。
2010-07-26 astro-ph.HE
