Spin evolution modeling for a newly-formed white dwarf resulting from binary white dwarf merger
本研究通过磁流体动力学风模型，模拟双白矮星并合产物（类巨星天体）的自转演化，估算质量损失率与自转减慢时标，并应用于三个磁白矮星源，揭示其周期与初始光度及冷却时标的关系。
2025-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
One-arm Spiral Instability in Hypermassive Neutron Stars Formed by Dynamical-Capture Binary Neutron Star Mergers
利用广义相对论流体动力学模拟，我们发现合并的双中子星可以形成超大质量中子星，经历单臂螺旋不稳定性。我们研究的特殊情况下，动态捕获合并的恒星有一个小的自旋，可能会出现在球状星团，并专注于一个等质量的情况下，自旋与轨道角动量对齐。我们发现，这种不稳定性的发展时，合并后的流体涡导致产生的环形残留物-一种配置，其最大密度发生在一个环周围的质量中心-高涡沿其旋转轴。在$\sim 10$ ms的时间尺度上，不稳定性迅速饱和，其中$m=1$方位角密度多极模式在更高模式上占主导地位。这种不稳定性也在合并后的引力波信号上留下了一个特征印记，如果这种不稳定性在长期存在的残余物中持续存在，就可以检测到。
2015-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Evolution of the Magnetized, Neutrino-Cooled Accretion Disk in the Aftermath of a Black Hole Neutron Star Binary Merger
由致密双星合并形成的黑洞-环面系统是伽马射线暴（GRB）的可能发动机。在合并后残留物的早期演化过程中，环的状态是由中微子冷却和磁驱动加热过程的组合决定的，因此现实的模型必须包括这两种影响。本文利用谱爱因斯坦程序（SpEC）研究了磁化黑洞-中子星双星系统的并合后演化.我们使用有限温度的核物质状态方程，并在泄漏近似下考虑中微子效应。为了达到所需的精度，我们介绍了改进的SpEC的实施广义相对论磁流体动力学（MHD），包括使用立方体球多面体网格和改进的方法处理超音速吸积流原始变量恢复是困难的。我们发现，种子磁场触发一个持续的热源，但其热效应在很大程度上被抵消的吸积和扩展的环面从MHD相关的角动量输运。中微子光度在模拟开始时达到峰值，然后在前20 ms显著下降，但磁化和非磁化磁盘的方式大致相同。加热速率和盘的光度在此后下降得慢得多。这些演化特征对网格结构和分辨率、MHD方程的公式化和种子场强度不敏感，尽管湍流效应并不完全收敛
2017-10-20 astro-ph.HE gr-qc
Direct Measurement of the Accretion Disk Formed in Prompt Collapse Mergers with Future Gravitational-Wave Observatories
本文通过数值相对论模拟发现吸积盘影响瞬坍缩并合双星的铃宕引力波信号，并提出利用未来引力波天文台以10%相对误差直接测量黑洞形成时吸积盘质量的方法。
2025-07-18 astro-ph.HE gr-qc
Equation of state effects and one-arm spiral instability in hypermassive neutron stars formed in eccentric neutron star mergers
我们继续研究动力俘获双星中子星合并形成的长寿命超大质量中子星（HMNSs）中单臂螺旋不稳定性的发展和重要性。采用完全广义相对论的流体动力学模拟，我们发现单臂不稳定性是通用的，它可以发展在HMNS合并后的几十毫秒在我们的调查中的所有状态方程。我们发现，合并与较硬的状态方程往往产生HMNS与较强的$m=2$方位角模式密度变形，和较弱的$m=1$组件，相对于较软的状态方程。我们还发现，对于状态方程，可以引起双核HMNS，大的$m=1$密度模式可以已经存在，由于在两个核心的不对称性。这导致$l=2$、$m=1$引力波模式的产生，甚至在两个核心合并后最终出现的单臂模式占主导地位之前。我们的研究结果进一步表明，更严格的状态方程引起HMNS产生较低的$m=1$引力波频率。因此，如果单臂不稳定性产生的引力波被探测到，它们原则上可以约束中子星的状态方程。我们估计，根据状态方程，单臂模式可能被第二代引力波探测器在$\sim 10$ Mpc和第三代在$\sim 100$ Mpc的。最后，我们提供的动态喷出物的属性，以及伴随的kilonovae签名的估计。
2016-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Outflows from accretion disks formed in neutron star mergers: effect of black hole spin
中子星合并后形成的吸积盘是富含中子的喷出物的来源。喷射出的物质有助于放射性供电的电磁瞬变，其性质敏感地取决于流出物的成分。在这里，我们调查如何旋转的黑洞残余物的影响质量喷射的热和粘性的时间尺度。我们进行了二维的，含时的流体动力学模拟合并残余吸积盘，包括粘性角动量输运和近似中微子自辐照。旋转的黑洞的引力通过一个伪牛顿势被包括在内。我们发现，相对于非旋转的情况，旋转的黑洞周围的圆盘会产生更大的质量，高达几倍。增强的质量损失是由于在引力势更深处发生的吸积所释放的能量，提高了盘的温度，从而提高了中微子冷却无效区域的粘性加热速率。流出的平均电子分数适度增加BH自旋由于高辐射（虽然不是中微子驱动）风分量。虽然喷出物的大部分仍然富含中子，从而产生重r过程元素，但风的前缘含有少量不含镧系元素的物质。该成分可在kilonova光变曲线中产生约1天的蓝色光学“凸起”，即使在迅速形成BH的情况下也是如此，这可能有助于其检测。
2014-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational-wave detection rates for compact binaries formed in isolation: LIGO/Virgo O3 and beyond
使用模拟进行人口合成代码MOBSE，我们计算的合并率密度和检测率的紧凑的二进制合并形成隔离的第二代和第三代引力波探测器。我们估计利率是如何影响的关键恒星物理参数，即共同的包络演变和出生踢的不确定性。我们估计未来的升级将如何增加合并事件的可用目录的大小，我们讨论的合并率密度，将成为第三代探测器访问的功能。
2019-10-03 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic MHD simulations of merging and collapsing stars and effects on GRB transient
本文通过相对论磁流体动力学模拟研究恒星并合与坍缩过程，探讨其对伽马射线暴暂现源特性的影响。
2025-12-09 astro-ph.HE
2.5-MHD models of circumstellar discs around FS~CMa post-mergers : I. Non-stationary accretion stage
本文使用 PLUTO 代码对 FS~CMa 合并后星周围的薄盘和厚盘进行 2.5D-MHD 模拟，发现磁场驱动了低密度盘中喷流、热日冕及磁离心风的形成，揭示了盘结构变化并解释了相关观测现象。
2023-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot subdwarfs formed from the merger of two He white dwarfs
我们对两颗He白矮星合并后的残余物进行了恒星演化计算。我们的初始条件是从流体动力学模拟的双WD合并和粘性盘阶段如下。我们将这些物体从合并后不久发展到它们的核心氦燃烧阶段，那时它们看起来像热的亚矮星。我们使用我们的模型来量化在合并中幸存下来的H的量，发现H的$\gtrsim 10^{-4}\;{\rm M}_\odot$很难幸存下来，甚至更少集中在物体的表面层。我们还研究了这些合并残留物的旋转演化。我们发现，合并后的$\sim 10^4\;\rm yr$的质量损失可以显着降低这些对象的角动量。作为热的次矮星，我们的模型具有中等的表面自转速度$30-100\; {\rm km\,s^{-1}}$。我们模型的性质并不能代表许多明显孤立的热亚矮星，这表明这些物体可能通过其他通道形成，或者我们的模型是不完整的。然而，热次矮星的子种群是中到快速旋转和/或具有富氦大气。我们的模型有助于将这些物体的观测特性与它们的祖先系统联系起来。
2018-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
First 100 ms of a long-lived magnetized neutron star formed in a binary neutron star merger
最近对GRB 170817 A和GW 170817的多信使观测为长期存在的GRB与中子星合并的假说提供了证据。然而，为SGRB提供动力的残余物体的性质仍然不确定，它可能是吸积黑洞（BH）或长寿的磁化中子星（NS）。广义相对论磁流体动力学（GRMHD）的合并过程的模拟是一个强大的工具，解开喷气发动机的机制，但到目前为止，大多数模拟集中在BH的注意力作为中央引擎，而长期的NS方案仍然缺乏调查。在这里，我们探索后者通过执行GRMHD BNS合并模拟扩展到100毫秒合并后，远长于任何以前的这种模拟。这使我们能够（i）研究新兴的结构和磁场的放大，并观察到一个明确的饱和，在磁能$E_\mathrm{mag} \sim 10^{51}$ erg，（ii）按照磁支持的膨胀外层的残余NS和它的演变成一个椭圆形的形状，没有任何周围的环面，和（iii）监测密度，磁化强度，和速度沿轴，观察没有迹象的射流形成。我们还认为，在模拟结束时的条件不利于以后射流形成亚秒级的时间尺度上，如果没有BH形成。此外，我们还研究了残余物的旋转轮廓，与差分旋转相关的旋转能量的转换，系统的整体能量预算，以及GW频谱的演变。最后，我们进行了一个额外的模拟，我们诱导的崩溃BH合并后约70毫秒，以获得洞察的前景大规模吸积环面的情况下，后期崩溃。我们发现...
2019-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Blue large-amplitude pulsators formed from the merger of low-mass white dwarfs
本文通过MESA模拟和COSMIC种群合成研究低质量白矮星并合形成蓝色大振幅脉动变星的可行性，发现总质量在0.32至0.7太阳质量间的并合可产生BLAPs，并可能解释磁性BLAPs的起源。
2024-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic dissipation in short gamma-ray burst jets. I. Resistive relativistic MHD evolution in a model environment
本研究针对短伽马射线暴喷流的磁耗散问题，用PLUTO代码开展二维及三维电阻性相对论MHD模拟，发现有限电导率会显著影响喷流结构、湍流及欧姆耗散，还展示了三维演化中的非轴对称特征。
2024-10-09 astro-ph.HE
Binary Neutron Star Mergers: Dependence on the Nuclear Equation of State
利用基于核理论的6个状态方程，对中子星并合过程进行了数值相对论模拟。我们的目的是探讨双中子星合并的动力学行为和由此产生的引力波形对超核密度物质物态方程的依赖性。数值计算结果表明，并合过程和第一种结果可分为三种类型：（i）迅速形成黑洞，（ii）形成短寿命的超大质量中子星（HMNS），（iii）形成长寿命的HMNS.合并的类型强烈地依赖于状态方程和双星的总质量。对于最大质量大于2Msun的物态方程，当总质量m_0=2.7Msun时，HMNS的寿命大于10ms。最近的射电观测表明，球形中子星的最大质量为M_max \geq 1.97 \pm 0.04 Msun。这一事实和我们的研究结果支持了一个典型的双中子星（m_0=2.7Msun）在合并开始后不久可能存在HMNS的可能性。我们还表明，围绕残余黑洞的环面质量与合并过程的类型相关，环面质量可能很大，\geq 0.1 Msun，在这种情况下，一个长寿的HMNS形成。我们还表明，引力波携带的合并过程中，残留物，和周围的黑洞环面质量的信息。
2011-05-22 astro-ph.HE gr-qc
Binary Black Hole Mergers from Globular Clusters: Implications for Advanced LIGO
预测的双黑洞从星系场合并的速度可以在几个数量级上变化，并且对恒星演化的假设非常敏感。但在球状星团等致密恒星环境中，二元黑洞通过众所周知的引力相互作用形成。在这封信中，我们研究了黑洞双星的形成，在广泛收集的现实球状星团模型。通过将这些模型与观测到的银河系和河外球状星团进行比较，我们发现动态形成的双星合并可以以每年约100的速度被检测到，这可能主导了双星黑洞合并的速度。我们还发现，大多数星团形成的双星比它们的场形成的双星质量更大，这表明先进的LIGO可以识别某些双星起源于致密的恒星环境。
2015-12-21 astro-ph.HE gr-qc
Order in the chaos: eccentric black hole binary mergers in triples formed via strong binary-binary scatterings
黑洞（BH）三重态代表了LIGO和VIRGO可探测到的宇宙中BH合并的天体物理学途径之一。我们研究了BH三重通过二进制遇到密集的集群，表明通过这个通道形成的三分之一的三重是在一个非层次的，不稳定的配置。我们建立了一个数据库的$32,000$ $N$体模拟研究这些BH三元组的演变。改变相互的轨道倾角，三个BH质量和内部和外部的偏心率，我们表明，逆行，近平面的配置导致显着收缩的内部二进制。我们发现一个普遍的趋势，三重系统，即它们往往会演变成的配置和轨道翻转，驱动的扭矩施加在内部BH二进制（BHB）的外部BH，导致一般更紧密的内部轨道，在某些情况下，合并在哈勃时间。我们发现并合双星的质量分布映射了原始的BH双星谱。一个大的分数合并BHB与初始分离$1$ AU进入$10^{-3}-10^{-1}$ Hz频带与大偏心率，因此代表潜在的偏心LISA源。相反，源自最初较紧的BHB（$a\sim 0.01$ AU）的合并在$1$ Hz频带中通常具有大于0.7的偏心率。这可能意味着在高频探测器中探测到的偏心源最有可能与高速色散恒星环境有关，而在低频探测器中探测到的偏心源则可能在低密度星团中发展。（节录）
2021-07-20 astro-ph.HE gr-qc
Large Eddy Simulations of Magnetized Mergers of Black Holes and Neutron Stars
本文利用大涡模拟代码MHDuet研究磁化黑洞-中子星并合，揭示吸积盘形成过程中开尔文-亥姆霍兹不稳定性驱动磁场在约20毫秒内从10^11 G放大至超过10^14 G，并指出当前分辨率仍不足以证明磁场增长收敛。
2024-09-13 astro-ph.HE gr-qc
Merger rate density of binary black holes formed in open clusters
利用引力波探测器观测到了几个双黑洞。对于BBH的形成机制，提出了两种主要机制：孤立双星演化机制和致密星团动力学形成机制。未来的观测有望提供更多关于BBH分布的信息，这将有助于我们区分这两种形成机制。对于星团通道，主要研究了球状星团。然而，最近的模拟表明，在疏散星团中BBH的形成是不可忽略的。利用我们对四种不同金属丰度的疏散星团进行的$N$ -体模拟结果，我们估算了源自疏散星团的BBH的局部合并率密度。我们发现，每个集群的合并率是最高的0.1太阳金属丰度模型。假设宇宙恒星的形成历史和金属丰度演化与色散，我们估计的本地合并率密度的BBH起源于疏散星团是$\sim 70~{\rm yr}^{-1} {\rm Gpc}^{-3}$。这个数值与LIGO和Virgo的第一次和第二次观测所预期的合并率密度相当。此外，我们发现，从我们的模拟得到的BBH合并可以重现的原始质量和质量比的分布合并BBH估计从LIGO和Virgo观测。
2020-05-20 astro-ph.HE
Turbulent magnetic field amplification in binary neutron star mergers
磁场被认为在两颗中子星合并的动力学和抛射机制中起着关键作用。广义相对论磁流体动力学（MHD）模拟提供了一个独特的机会，解开正在进行的物理过程的细节。然而，目前的数值研究受到严重限制的事实是，任何负担得起的决议仍然不足以完全捕获的小规模发电机，最初由开尔文-亥姆霍兹不稳定性引发，后来来源于几个磁流体动力学过程，涉及差分旋转。在这里，我们减轻了这种限制，通过使用显式大涡模拟，一种技术，其中未解决的动态发生在亚网格尺度（SGS）的额外条款，这是解决领域及其衍生物的功能建模。高阶数值格式、高分辨率和梯度SGS模型的结合使我们能够捕捉到双星中子星合并过程中产生的小尺度发电机。在这里，我们遵循合并后的第一个50毫秒，第一次，我们发现数值收敛的磁场放大，在空间尺度上的综合能量和光谱分布。我们还发现，在合并后的$5$ ~ms左右，残余物中的磁场的平均强度在$\sim 10^{16}$ ~G处饱和。在$20-30$ ~ms之后，环形和极向磁场分量都连续增长，由提供缓慢逆级联的绕组机构馈送。我们没有发现磁旋转不稳定性的明确线索，也没有显着的影响，磁场的角动量在我们的模拟中的残余物的重新分配，可能是由于非常动荡和动态拓扑结构的磁场在所有阶段，与小规模的组件在很大程度上占主导地位的大规模。
2022-07-03 astro-ph.HE gr-qc
Simulation Study of Binary Mergers of Galaxy Clusters I: Properties of Merger Shocks and Radio Emission
Pusan National University（釜山国立大学）；UNIST（蔚山科学技术院）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
利用三维磁流体动力学模拟，研究了星系团双星并合中激波的形成及其产生的射电遗迹，揭示了激波马赫数、湍流磁场和宇宙线电子加速对射电辐射特性的影响。
2026-09-01 astro-ph.HE
Massive Stellar Triples Leading to Sequential Binary Black-Hole Mergers in the Field
具有大质量恒星成分的恒星三元组是常见的，并且可以导致连续的二元黑洞合并。在这里，我们概述了这些顺序合并的演变，并探讨这些事件的背景下，引力波天文学和对不稳定的质量差距。我们发现，二进制黑洞合并在对不稳定的质量间隙可以是三重起源，因此并不完全形成在稠密的动力学环境。我们讨论的背景下，最大规模的引力波源检测到的顺序合并的情况：GW170729和GW190521。我们认为GW170729的祖先是一个低金属丰度场三元组。我们支持GW190521不可能在野外形成的前提。我们的结论是，三重恒星演化是基本的引力波源的理解，并可能，其他高能瞬变。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary Neutron Star Merger Simulations with a Calibrated Turbulence Model
中子星（NS）合并残留物中的磁流体动力学（MHD）湍流会影响它们的演化和多信使特征，使当前和未来观测的解释复杂化。由于数值相对论模拟的高雷诺数和大计算成本，在可预见的未来解决湍流的所有相关尺度将是不可能的。在这里，我们采用了一种方法，包括亚网格尺度湍流中分辨率模拟的大涡模拟（LES）方法扩展到广义相对论（GR）。我们校准我们的亚网格湍流模型，从非常高的分辨率GRMHD模拟的结果，我们用它来执行NS合并模拟和研究湍流的影响。我们发现，湍流有一个定量的，但不是定性的影响NS合并残留物的演变，他们的引力波签名，并在二进制NS合并产生的外流。我们的方法提供了一个可行的路径来量化的不确定性，由于NS合并的动荡。
2020-06-08 astro-ph.HE gr-qc
Classifying the generation and formation channels of individual LIGO-Virgo-KAGRA observations from dynamically formed binaries
利用rapster模拟和随机森林，开发流水线逐事件分类动力学形成黑洞的世代与形成通道，发现GW190521含高概率二代黑洞，GW190412为两体俘获形成。
2023-06-19 astro-ph.HE gr-qc
Convective stability analysis of massive neutron stars formed in binary mergers
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））；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）
研究双星并合后大质量中子星的对流稳定性，发现其稳定性受旋转效应增强，且未观察到可观测的惯性模激发，可能与数值因素有关。
2026-01-29 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Gradient sub-grid-scale model for relativistic MHD Large Eddy Simulations
在磁雷诺数很大的几种天体物理情况下，MHD湍流可能起着重要的作用。在数值上，这些情况下，可以有效地研究通过大涡模拟，其中的计算资源被用来发展的系统只有一个有限的网格大小。分辨率不足以捕捉所有相关的小尺度物理学，而是通过演化方程中的一组附加项有效地建模，称为亚网格尺度模型。在这里，我们扩展了这种方法，通常用于非相对论/非磁性/不可压缩流体动力学，应用所谓的梯度模型的平衡律方程的一般集合，其中包括相关的情况下，需要一个非平凡的反演保守的原始字段。特别是，我们专注于相对论性可压缩的理想MHD的情况下，第一次（和任何状态方程）提供所有额外的亚网格尺度的条款。作为一个应用程序，我们考虑箱模拟的相对论性开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这也是第一个机制负责的磁场放大在二进制中子星合并，还不能完全捕获的最精细的网格和最长的模拟。我们的模型的性能进行了数值评估，通过比较它所产生的高分辨率模拟过滤的残差。我们发现，该模型可以很好地拟合分辨率高出几倍的残差。虽然这里所示的应用显式地考虑了Minkowski度量，但它可以直接扩展到广义相对论，从而为在GRMHD双星合并中实现梯度子网格模型奠定了基础。我们的研究结果表明，这种方法将有可能更好地揭示小尺度动力学实现全GRMHD模拟。
2020-03-23 astro-ph.HE gr-qc
The cosmic merger rate density evolution of compact binaries formed in young star clusters and in isolated binaries
下一代地基引力波探测器将观测到红移达$z\gtrsim{}10$的双星黑洞合并，探测紧凑双星合并在宇宙时间内的演化。在这里，我们提出了一个新的数据驱动的模型来估计宇宙合并率密度（MRD）的演变CB的，通过耦合目录的CB合并与观测约束的宇宙恒星形成率密度和宇宙的金属丰度演化。我们采用目录CB合并来自最近的$N-$机构和人口合成模拟，描述的MRD的年轻星团（以下简称动态CB）和外地（以下简称孤立CB）中形成的CB。动态BBH的局部MRD为$\mathcal{R}_{\rm BBH}=64^{+34}_{-20}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，与LIGO-Virgo合作的第一次和第二次观测运行（O 1和O2）的90%可信区间一致，并与孤立BBH的局部MRD（$\mathcal{R}_{\rm BBH}=50^{+71}_{-37}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）一致。动态和孤立黑洞-中子星双星的局部MRD分别为$\mathcal{R}_{\rm BHNS}=41^{+33}_{-23}$和$49^{+48}_{-34}$ ~Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$.这两个值都与从O 1和O2推断的上限一致。最后，动态中子双星的局部MRD（BNS，$\mathcal{R}_{\rm BNS}=151^{+59}_{-38}$ Gpc $^{-3}$ …
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
3D MHD simulations of the supernova remnant CTB 109
我们研究的超新星遗迹（SNR）CTB109使用三维磁流体动力学模拟的演变和排放。信噪比在介质中的演化被一个平面界面分为两种不同的密度和压力平衡的介质。结果表明，当超新星爆发发生在低密度介质中，且星际磁场（ISMF）几乎均匀时，会形成具有CTB 109特征的超新星遗迹。最后，我们得出结论，准平行机制可以解释亮度同步辐射和投影ISMF的位置角在以前的工作中报道。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational waves from massive magnetars formed in binary neutron star mergers
双中子星（NS）合并是最有希望的引力波（GW）源之一，也是短伽马射线暴（SGRB）的候选祖先。根据系统的初始总质量和NS状态方程（EOS），合并后的阶段可以看到迅速坍缩成黑洞，或者形成超大质量NS，甚至是稳定的NS。在合并后NS（PMNS）形成的情况下，合并期间的磁场放大将产生具有大的感应质量四极矩和毫秒自旋的磁星。如果磁对称轴与自旋轴正交化的时间尺度足够短，NS将主要通过GW辐射其自旋下降能量。在这里，我们研究这种情况下，NS形成的各种结果：我们概括了一组的平衡态的扭曲环面磁配置，包括解决方案，在一个固定的外部偶极场，携带一个更大的磁能水库，因此，我们计算他们的磁椭圆率和强度的预期GW信号的偶极和环向场的大小的函数。从PMNS和从二进制NS的GW检测的相对数量是NS状态方程（EOS）的强函数，对于最硬的EOS较高（~ 1%），对于最软的EOS可以忽略不计。对于中等刚度的EOS，例如Giacomazzo \& Perna最近使用的n=4/7多面体或Lasky等人使用的GM 1，相对分数约为0.3%;相应地，我们估计用先进探测器从~（0.1-1）年$^{-1}$的稳定PMNS中探测到GW，用第三代探测器如爱因斯坦望远镜从~（100-1000）年$^{-1}$的稳定PMNS中探测到GW。这种GW信号的测量将对NS EOS和产生SGRB的二元祖先的性质提供强约束。
2014-07-31 astro-ph.HE gr-qc
Long-term evolution of a merger-remnant neutron star in general relativistic magnetohydrodynamics I: Effect of magnetic winding
在完全广义相对论下，对由中子星合并形成的大质量中子星进行了长期的理想和电阻磁流体动力学（MHD）模拟。中微子辐射输运效应考虑在我们以前的文件。模拟是在轴对称和不考虑发电机的影响作为第一步。在理想的磁流体力学中，残余中子星的差速旋转在种子极向场存在的情况下通过绕组放大磁场强度，直到电磁能量达到中子星的旋转动能$E_{\rm kin}$的$\sim 10\%$。达到最大电磁能量的时间尺度取决于初始磁场强度，对于初始最大磁场强度为$\sim 10^{15}$ G的情况，时间尺度为$\sim 1$ s。在通过绕组显著放大磁场强度之后，磁制动将初始差动旋转状态强制为近似刚性旋转状态。在存在电阻率的情况下，放大仅在电阻时间尺度内继续，并且如果达到的最大电磁能量小于$E_{\rm kin}$的$\sim 3\%$，则近似地保持初始差分旋转状态。在本上下文中，合并后的质量喷射主要是由中微子照射/加热和磁绕组效应引起的质量喷射只起次要作用。
2021-02-02 astro-ph.HE
High-Energy Neutrinos from Millisecond Magnetars formed from the Merger of Binary Neutron Stars
中子星（NS）双星的合并可能会导致形成一个长寿命的，或无限期稳定的毫秒级磁星遗迹，周围环绕着一个低质量的喷出物壳。磁星巨大的旋转能量的一部分沉积在喷射物后面的脉冲星风星云中，在合并后的几个小时到几天内为发光的光学/X射线发射提供动力。脉冲星风中的离子也可能被加速到超高能量，提供了一个同时发生的高能宇宙射线和中微子源。在早期，宇宙射线经历了强烈的同步辐射损失;然而，大约一天后，通过光介子与星云中的热光子相互作用产生的π介子开始占主导地位，导致高能中微子的有效产生。大约一周后，背景光子的密度下降到足以使宇宙射线逸出光源而不产生二次产物。这些相互竞争的效应导致中微子光变曲线在几天的时间尺度上达到峰值，接近$\sim10^{18}$ eV的能量。这个信号可以通过当前（下一代）中微子望远镜检测到$\sim$ 10（100）Mpc的单个合并，为长期存在的NS残留物提供了明确的证据，否则仅从引力波识别其存在可能具有挑战性。在一个乐观的假设下，即相当大一部分的NS合并产生长寿命的磁星，累积的宇宙学中微子背景估计为$\sim 10^{-9}-10^{-8}\,\rm GeV\,cm^{-2}\,s^{-1}\,sr^{-1}$的NS合并率为$10^{-7}\,\rm Mpc^{-3}\,yr^{-1}$，与冰立方目前的灵敏度重叠，并在下一代中微子望远镜的范围内。
2017-09-06 astro-ph.HE
Large Eddy Simulations of Magnetized Mergers of Neutron Stars with Neutrinos
中子星合并是非常剧烈的事件，涉及极端的物理过程：动态、强场引力、大磁场、非常热、致密的物质和大量中微子的产生。对这样一个系统及其相关的多信使信号（如引力波、短伽马射线暴和千诺瓦）的精确建模需要包括所有这些过程，并且随着多信使天文学的普遍进步，特别是引力波天文学的进步（如第三代探测器的发展），这一点越来越重要。几个广义相对论的代码已经纳入了不同程度的现实主义这些元素。在这里，我们扩展我们的代码MHDuet，它可以执行磁流体力学的大涡模拟，以帮助捕获合并过程中的磁场放大，并允许现实的状态方程和中微子冷却通过泄漏计划。我们进行了几次测试，涉及孤立和二元中子星证明代码的准确性。
2022-05-06 astro-ph.HE gr-qc
Inverse Transfer in Non-helical 2D Collisionless Magnetic Turbulence: Island-Merger Picture with Kinetic Effects
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所）；School of Mathematics, Physics and Statistics, Shanghai Polytechnic University（上海理工大学数学与统计学院）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；Key Laboratory for Particle Physics, Astrophysics and Cosmology (MOE), Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学粒子物理、天体物理与宇宙学教育部重点实验室）
研究无碰撞等离子体形成的衰减非螺旋湍流中的磁逆转移，用粒子模拟发现其与MHD情况不同，如衰减指数及谱峰迁移情况，指出天体物理无碰撞等离子体中磁相干可通过逆转移增长，MHD衰减时间尺度外推可能高估大尺度场增长速率。
2026-07-16 astro-ph.HE
Dynamically Formed Black Hole Binaries: In-Cluster Versus Ejected Mergers
越来越多的黑洞二进制（BHB）合并检测的激光干涉仪引力波天文台（LIGO）有可能使一个前所未有的物理过程和天体物理条件的特点，管理紧凑的二进制文件的形成。在本文中，我们通过一组最先进的58个N体直接模拟，包括恒星演化、引力制动、引力辐射引起的轨道衰变和银河潮汐相互作用，重点研究了致密星团中BHB的动力学形成。模拟包括一系列代表典型年轻球状星团的初始条件，包括原始双星的存在。对系统进行了~ 12 Gyr的仿真。该数据集产生了117个BHB引力波事件，其中97个双星在其宿主星团内合并，20个双星在被抛出后合并。在所有被喷射的BHB中，只有8%在宇宙年龄内合并。在这个合并子集中的系统倾向于具有较小的分离和较大的偏心率，因为这种参数的组合导致更大的引力辐射。我们确认已知的趋势，从蒙特卡罗模拟，如反相关的质量的二进制和年龄的集群。此外，我们强调的第一次在低值的质量比分布之间的集群和喷射合并的差异。然而，结果取决于对引力波反冲强度的假设，因此在很大程度上不能排除星系团合并。需要一个更实质性的BHB合并目录和更广泛的N体模拟库来约束所观察到的事件的起源。
2020-09-01 astro-ph.HE
Formation of low-spinning 100 Msun black holes
据推测，两个大质量恒星起源黑洞在致密恒星环境中的合并可能导致在对不稳定质量隙（50-135 Msun）中形成大质量黑洞。这种合并形成的BH预期通常具有高自旋（a=0.7）。如果这样一个大质量的黑洞获得另一个黑洞，它可能会导致另一次合并，这是LIGO/Virgo在引力波中可以探测到的。获得伴星可能会受到引力波反冲/反冲的阻碍，这伴随着第一次合并，可能会迅速将大质量的BH从其母球状星团或核星团中移除。我们测试是否有可能为一个大规模的合并形成的BH的对不稳定的差距被保留在其母集群，并具有低自旋。这样的BH与原始BH是无法区分的。我们采用数值相对论计算的黑洞合并的结果，探讨合并BH质量和自旋的各种组合的引力波反冲速度的范围。我们比较了合并形成的大规模BH速度与典型的逃逸速度从球状星团和核。我们发现，一个球状星团是极不可能形成和保留一个100 Msun BH，如果BH的自旋是低的（a<0.3），因为这样的BH获得高反冲速度（>200 km/s），超过典型的逃逸速度从球状星团（50 km/s）。然而，一个非常低的旋转（a=0.1）和大质量（100 Msun）的BH可以形成并保留在银河系的核星团中。即使这种具有如此低自旋的大质量合并形成的BH在形成期间获得高速度（400 km/s），它们也可以避免喷射，因为大质量核团簇具有高逃逸速度（300-500 km/s）。因此，未来在低自旋的对不稳定性质量…
2020-08-23 astro-ph.HE
GW241011 and GW241110: Hints of Hierarchical Mergers from the Merger Entropy Index
Wuhan University（武汉大学）
本文通过合并熵指数研究GW241011和GW241110的分层并合起源，发现前者与密集恒星团中的分层并合一致，后者因不确定性大而存在争议。
2025-12-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of hypermassive neutron stars formed in mergers of spinning binaries
我们提出了数值模拟的二进制中子星合并，比较非旋转的二进制NS旋转对准轨道角动量。第一次，我们研究自旋BNS采用核物理状态方程，即拉蒂默和Swesty以及沉，霍洛维茨和泰格。我们主要研究等质量系统中的超大质量中子星，并详细分析了它的结构和动力学。为了排除测量伪影，我们引入了一种新的坐标系用于后处理。我们的等质量模型的结果表明，强烈的径向振荡的HMNS调制的瞬时频率的引力波（GW）信号的程度，导致在相应的傅立叶频谱中的单独的峰值。特别是，通常归因于组合频率的高频峰值也可以由合并阶段中m=2模式频率的调制引起。作为GW数据分析的结果，高频峰值的偏移不一定携带关于径向振荡频率的信息。此外，在我们的模拟中的低频峰值由暴跌和前1-2次反弹的贡献主导。径向振荡的幅度取决于初始NS自旋，因此对频谱有复杂的影响。另一个重要的结果是，HMNS可以由一个缓慢旋转的核心组成，其扩展的大质量包络旋转速度接近开普勒速度，这与快速旋转的核心是必要的以防止迅速坍缩的常见概念相反。最后，我们的估计未绑定的物质的量显示依赖于初始NS自旋，解释了后者的径向振荡，这反过来又会导致冲击波的振幅的影响。
2015-04-08 astro-ph.HE gr-qc
Axisymmetric hydrodynamics in numerical relativity: treating coordinate singularity, artificial heating and modeling MHD instabilities
针对双中子星并合残骸的轴对称模拟，提出一种保持磁通守恒且避免坐标奇异性的新方案，结合平滑性与守恒性，并改进熵演化去除人工加热及有效粘性建模，提升长期演化真实性。
2025-10-15 astro-ph.HE gr-qc
Evidence for primordial black hole dark matter from LIGO/Virgo merger rates
到目前为止，LIGO/Virgo合作已经观测到或限制了不同类别紧凑物体的引力合并率。我们认为，这些合并的大部分是原始黑洞（PBH）合并的PBH在QCD时代形成的整个暗物质的可能性。在一篇配套论文中表明，由于在早期宇宙中形成的初始二元人口的合并可能是可以忽略不计的，我们计算了典型PBH所在的PBH集群中当前的合并率。我们考虑两种情况：（i）由QCD状态方程决定的PBH质量函数和（ii）由暴胀微扰谱中存在的峰决定的PBH质量函数。在第一种情况下，这基本上是参数免费的，我们很好地再现了合并率重黑洞，合并率的质量不对称的黑洞，如GW 190814，最近发现的合并的23 $M_{\odot}$黑洞与$2.6M_{\odot}$对象，可以自然地解释为什么LIGO/处女座尚未观察到合并的两个轻PBH从占主导地位的$\sim 1\,M_{\odot}$ PBH人口。在第二种情况下，它有一些参数的自由，我们很好地匹配所观察到的重PBH的速率，但目前不能解释质量不对称事件的速率。无论哪种情况，在这两种情况下，用最少的假设得出的PBH合并率与LIGO/Virgo观测到的大多数合并率非常匹配，这是诱人的。
2020-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Merger rate of black hole binaries from globular clusters: theoretical error bars and comparison to gravitational wave data from GWTC-2
动态形成于球状星团中的黑洞双星被认为是宇宙中引力波的主要来源之一。在这里，我们使用我们的新的人口合成代码，cBHBd，以确定红移演化的合并率密度和质量的黑洞双星形成的球状星团。我们模拟$\sim 2$百万模型来探索与真实集群和所有质量尺度相关的参数空间。我们发现，当初始集群的质量函数和密度的不确定性被适当考虑，他们成为两个主导因素，在合并率的理论误差条设置。其他模型参数（例如，出生踢，黑洞质量，金属性）对局部合并率密度几乎没有影响，尽管它们影响合并黑洞的质量。将合并率密度作为红移的函数建模为$R(z)=R_0(1+z)^κ$在$z<2$，并边缘化不确定性，我们发现：$R_0=7.2^{+21.5}_{-5.5}{\rm Gpc^{-3}yr^{-1}}$和$κ=1.6^{+0.4}_{-0.6}$（$90\%$可信度）。速率参数的二进制合并内的集群是${R}_{\rm 0,in}=1.6^{+1.9}_{-1.0}{\rm Gpc^{-3}yr^{-1}}$和$κ_{\rm in}=2.3^{+1.3}_{-1.0}$ ; $\sim 20\%$这些形式的引力波捕获的结果，这意味着偏心合并从球状星团贡献$\lesssim 0.4 \rm Gpc^{-3}yr^{-1}$的本地率。与LIGO-Virgo报告的合并率的比较表明，大多数检测到的黑洞合并形成于球状星团中的情况与当前的限制是…
2020-11-07 astro-ph.HE gr-qc
Jets from neutron-star merger remnants and massive blue kilonovae
通过含中微子输运的三维GRMHD模拟，研究揭示长寿命BNS并合遗迹可在数十毫秒内产生双极喷流、磁化星风及大量无镧系元素抛射物，解释蓝色千新星与GW170817信号。
2023-12-08 astro-ph.HE gr-qc
The remnant of neutron star-white dwarf merger and the repeating fast radio bursts
宇宙学距离上的快速射电暴（FRB）仍然有着隐藏的物理起源。此前，Liu（2018）提出了一种场景，即中子星（NS）和白矮星（WD）之间的碰撞可能是非重复FRB的祖先之一，并注意到如果在这种NS-WD合并后形成磁星，则也可以解释重复FRB。在本文中，我们调查这个通道的磁星形成更详细。我们认为，NS-WD合并后，冷却和角动量重新分配后，可能会崩溃为一个黑洞或一个新的NS，甚至仍然是一个混合WDNS，这取决于总质量的NS和WD。特别地，如果WD的核心坍缩到NS中，而WD的大量简并电子被压缩到新NS的外层，则新形成的NS可以是磁星。新生磁星的差速旋转可以使电子和正电荷产生不同的角速度，从而形成强磁场。这样的磁星可以通过地壳运动或星震引起的磁重联为重复的FRB提供动力。
2020-02-10 astro-ph.HE
Evolutionary Models for the Remnant of the Merger of Two Carbon-Oxygen Core White Dwarfs
我们构建了两颗碳氧（CO）核心白矮星（WD）合并残余物的进化模型。总质量在$1-2 {\rm M_\odot}$范围内，这些残留物可能会留下一个大质量的WD，或者经历合并引起的坍缩成为中子星（NS）。在它们最终的命运中，这些天体通常会经历一个$\sim 10$ kyr发光巨星阶段，如果有足够的氦剩余来建立一个稳定的壳燃烧结构，这个阶段可能会延长。不确定的，但可能显着，质量损失率在这一阶段影响最终残留物的质量和命运（WD或NS）。我们发现WD的初始CO核心成分在最终质量为$\gtrsim 1.05 {\rm M_\odot}$的残余物中转化为氧-氖（ONe）。这意味着通过合并形成的单个WD中的CO核心/ ONe核心过渡发生在与来自单个恒星的WD相似的质量上，因此WD-WD合并并不自然地提供产生超大质量CO核心WD的途径。当残余物收缩到一个紧凑的构型时，它会经历一个“瓶颈”，这个瓶颈决定了可以保留的特征性总角动量。这一极限预示着由WD-WD合并形成的单个WD在WD冷却轨道上的旋转周期为$\approx 10-20$ min。同样，它预测的残留物，崩溃可以形成旋转周期$\sim 10$ ms的NS。
2020-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic Emission from Supermassive Binary Black Holes Approaching Merger
我们提出了第一个完全相对论性的预测电磁辐射从周围的气体的超大质量双黑洞系统接近合并。使用光线跟踪代码后处理数据从广义相对论3-D MHD模拟，我们生成的图像和光谱，并分析发射的光的视角依赖性。当吸积率相对较高时，环双星盘、吸积流和迷你盘结合在一起发出UV/EUV波段的光。我们测量了日冕辐射的热康普顿硬X射线谱;在高吸积率下，它几乎完全产生于小盘，但在低吸积率下，它也是小盘和吸积流的主要辐射机制。由于相对论性光束和引力透镜的作用，辐射功率的角分布具有很强的各向异性，尤其是在赤道面附近。
2018-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Fast neutrino flavor conversion, ejecta properties, and nucleosynthesis in newly-formed hypermassive remnants of neutron-star mergers
在两颗中子星并合过程中所释放的中微子会影响流出喷出物的动力学和重元素的核合成。在这项工作中，我们分析的中微子发射特性和条件导致的味道不稳定性的增长合并残留物组成的超大质量中子星和吸积盘在合并后的第一个10毫秒。分析是基于流体动力学模拟，其中包括通过“改进的泄漏平衡吸收计划”（ILEAS）的中微子发射和吸收效应的建模。我们还研究了核合成的重元素通过快速中子捕获过程（r-过程）内的材料在此阶段期间喷出。从合并残余物的$\barν_e$超过$ν_e$的主导发射导致中微子的快速成对味道转换的发生的有利条件，独立于所选择的状态方程或二进制的质量比。核合成结果是非常稳健的，范围从第一个到第三个r-过程峰。特别是，超过$10^{-5}$ $M_\odot$的锶在这些早期喷出物中产生，这可能是GW 170817千诺瓦观测的原因。我们发现，含有自由中子的喷出物的量后，$r$过程冻结，这可能是权力的早期紫外线发射，减少了约10倍时，模拟不包括弱相互作用。最后，所有中微子味之间的潜在味均分主要是发现影响核合成的结果在极性喷出物内$\lesssim 30^\circ$，通过改变产生的铁峰和第一峰核的量，但它不改变其中的镧系元素的质量分数。
2020-11-13 astro-ph.HE
What we can learn about compact binary mergers from their kilonova signals?
本文通过GR MHD模拟中微子驱动的盘风，研究致密双星并合的千新星信号特征，以区分黑洞-中子星与双中子星并合，并探讨其对短GRB前身星系统本质的理解。
2024-03-22 astro-ph.HE
Optical and X-ray emission from stable millisecond magnetars formed from the merger of binary neutron stars
双中子星（NS）的合并在某些情况下可能会产生一个稳定的大质量NS残留物，而不是一个黑洞。由于双星具有相当大的角动量，这样的残骸诞生时会迅速旋转，并可能获得强磁场（“毫秒磁星”）。磁星的旋转能量中有很大一部分来自磁星，而磁星的旋转能量是在合并过程中喷射出的少量物质的后面。这有可能产生一个明亮的瞬变，这可能有助于确定在合并中是否形成了NS或黑洞。我们调查了这样一个事件的预期签名，包括第一次的重要影响的电子/正电子对注入到周围的星云的毫秒磁星。这些对通过同步加速器和逆康普顿发射冷却，产生对级联和硬X射线光谱。这些X射线的一部分被喷出物壁吸收并作为热辐射重新发射，导致光学/紫外瞬态峰值在几小时到几天的时间尺度上达到~ 1 e43 - 1 e44 erg/s的光度。这比简单的分析模型预测的要暗，因为星云中电子/正电子对的光学深度很大，抑制了磁星自旋下降光度被热化的效率。然而，光学/紫外线发射比放射性供电的“千诺瓦”亮两个数量级以上。“在某些情况下，星云X射线的亮度足以使喷出物重新发光，在这种情况下，非热X射线以与光辐射相似的峰值亮度和时间尺度无衰减地逸出喷出物。我们讨论的影响，我们的结果的时间延长X射线发射，观察到一些短的伽马射线暴（GRB），包括kilonova候选人GRB 080503和GRB 130603 B。
2013-11-06 astro-ph.HE
Effects of magnetic field topology in black hole-neutron star mergers: Long-term simulations
我们报告了长期模拟黑洞中子星双星合并的中子星具有不对称的磁场偶极子。我们以中子星被黑洞潮汐扰动的情形为研究对象，跟踪了双星系统在合并后$\approx 100$ ms内的演化过程.我们发现了一个以上的插曲，热驱动风被发射沿漏斗壁在所有这些情况下，从合并后的$\approx 25$毫秒开始。另一方面，我们目前还不能得出结论，抛射的质量是否随不对称性的\it{degree}而增加。在极向方向上的大规模磁场配置形成沿漏斗壁伴随着大坡印亭通量的产生。黑洞残骸周围吸积盘中的磁场被非轴对称磁旋转不稳定性（MRI）放大。MRI的增长估计是在理想的磁流体力学（MHD）制度，因此将从潜在的中微子辐射引起的显着影响。然而，磁场的不对称性导致湍流增加，这导致吸积盘中的垂直磁场以非线性方式大幅增长。
2017-04-27 astro-ph.HE gr-qc
General relativistic simulations of black hole-neutron star mergers: Effects of tilted magnetic fields
黑洞-中子星（BHNS）双星合并可以形成磁盘，其中磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流可能会驱动吸积到残留的BH上，支持相对论喷流，并为短硬伽马射线暴（SGRB）提供引擎。我们早期对磁化BHNS的研究表明，NS潮汐破坏将磁场缠绕成环形配置，极向场非常弱，以至于用全磁盘模拟捕获MRI需要$\sim 10^8$ CPU小时。在那项研究中，我们施加了赤道对称性，抑制了等离子体穿过轨道平面可能产生的极向磁场。在这里，我们表明，打破这种对称性的初始条件（即，NS中的{ \it倾斜}极向磁场）在盘中产生更强的极向场，这表明通过完全广义相对论MHD模拟将BHNS合并建立为SGRB祖先可能需要非对称初始条件。我们表明，BHNS合并可能会形成一个SGRB引擎在正确的条件下播种的残留磁盘从一个未磁化的BHNS模拟与纯极向场动态不重要的最初，但足够强大，以解决MRI。磁湍流发生在磁盘，驱动吸积和支持坡印廷主导的射流外流足以供电SGRB。
2012-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-equilibrium models of magnetized compact objects
在螺旋对称和理想MHD近似下，我们报告了一个相对论性公式，用于模拟强磁化中子星，旋转或围绕另一个中子星或黑洞的闭合圆形轨道。螺旋对称系统的准稳态演化受热力学热力学第一定律控制，该定律被推广到包括磁场在内的系统。该公式涉及一个迭代方案数值求解爱因斯坦-麦克斯韦和相对论MHD-欧拉方程。由此得到的双星组态可以作为研究它们的螺旋和合并的自洽初始数据。
2011-11-06 astro-ph.HE gr-qc
Testing Observational Techniques with 3D MHD Jets in Clusters
在星系团核心中，对活动星系核强喷流形成的X射线空洞的观测通常被用来估算这些源的机械光度。我们测试的可靠性，观测测量这种功率与合成X射线观测的3-D MHD模拟射流在星系团的环境。我们解决的作用，如喷流的不稳定性和方向的喷流在天空中的空腔焓和年龄的观测测量的可靠性的因素。这些量的误差估计可以通过直接比较“观测”得出的值与模拟得出的值来进行。在我们的测试中，腔焓，年龄和机械光度来自观测的模拟值的两个因素之内。
2009-09-04 astro-ph.HE
Binary Black-Hole Mergers in Magnetized Disks: Simulations in Full General Relativity
我们提出的结果，从第一个完全广义相对论，磁流体动力学（GRMHD）模拟的等质量黑洞二进制（BHBH）在磁化，环二进制吸积盘。我们模拟前和后解耦阶段的BHBH磁盘系统和“冷却”和“无冷却”的气体流动。在解耦之前，由于MHD湍流，双星潮汐力矩和有效粘性力矩之间的竞争耗尽了双星轨道内部的盘。然而，它也诱导双流吸积流和温和的相对论极性流出的黑洞。在退耦之后，但在气体填充残骸周围的低密度“空洞”之前，吸积率降低，而在合并之后，由于冲击加热和吸积到旋转的BH残骸上，电磁（EM）光度迅速增强。这项调查，虽然初步的，预览更详细的GRMHD模拟，我们计划在未来的预期，同时检测引力和EM辐射合并BHBH磁盘系统进行。
2012-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Black Hole Mergers From Globular Clusters Observable by LISA II: Resolved Eccentric Sources and the Gravitational Wave Background
在本系列的第一篇论文中，我们证明了在球状星团中通过动力学相互作用形成的大部分双黑洞（BBH）合并在~10^{-3}-10 ^{-1} Hz的LISA波段具有显著的偏心率。在这项工作中，我们通过LISA和LIGO波段量化这些高偏心双星的演化，并计算合并，偏心人口的随机引力波背景。我们发现，人口的BBH合并之间的三体相遇在他们的集群（约50%的所有集群形成的BBH合并）将有可测量的偏心率为他们的整个生命周期中的LISA带。在三体相遇过程中合并的BBH的数量（约占所有集群形成的BBH合并的5%）将被LIGO检测到，偏心率为e~0.1。动态组装的BBH的引力波背景由于这些系统的高初始偏心率而编码了特征性的颠簸。这个隆起的位置和幅度取决于球状星团的性质。
2018-10-17 astro-ph.HE
Ultrafast compact binary mergers
本文提出第二次坍缩中的踢动可使致密双星并合时间分布呈 $t^{2/7}$ 规律，产生短至 10 Myr 甚至小于 10 kyr 的超快并合，并解释部分短伽马射线暴的起源。
2024-04-02 astro-ph.HE
