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
Numerical Relativity Simulations of Magnetized Black Hole-Neutron Star Mergers
我们提出了新的数值技术，我们开发的发射的第一个参数的研究{\it磁化}黑洞-中子星（BHNS）合并，不同的磁场种子在最初的中子星。我们发现，磁场有一个可以忽略不计的引力波形和系统的整体动力学在合并过程中，无论磁场强度或BH自旋。在最近的一次模拟中，我们用大规模的纯极向磁场对未磁化的BHNS合并模拟的残留盘进行了播种，否则在完整的模拟中就不存在了。结果似乎是一个可行的sGRB中央引擎。
2013-03-04 astro-ph.HE
Short GRB 090510: a magnetized neutron star binary merger leading to a black hole
本文建模短暴GRB 090510为磁化中子星双星并合，推断其形成2.4倍太阳质量的克尔黑洞及低质量吸积盘，并解释前兆、瞬时、GeV及X射线辐射，与数值相对论模拟一致。
2025-09-09 astro-ph.HE gr-qc
Effects of the microphysical Equation of State in the mergers of magnetized Neutron Stars With Neutrino Cooling
我们使用不同的现实，微物理核状态方程，以及结合磁场和中微子冷却效应的合并中子星。特别是，我们集中在状态方程的影响，引力波签名，也对它的作用，结合冷却和电磁效应，在确定的超大质量中子星的性质所产生的合并，中微子的生产，并从系统的喷出物的特性。我们发现的喷出物与最近的其他研究一致，发现软状态方程比硬状态方程产生更多的喷出物。此外，中子丰度的程度增加软状态方程。根据报道的基洛诺瓦观测结果（与GRB~ 130603 B和GRB~060614有关）以及在深海沉积物中发现相对低丰度的重放射性元素（关于可能通过超新星产生），我们推测，一个软的地球表面可能是更好的-因为它能大量产生足够多的中子-如果这种事件是由双中子星合并驱动的话。我们还发现，现实的磁场强度，获得与子网格模型调整，以捕捉磁放大通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性合并，一般太弱，以影响引力波签名后合并的时间尺度内的$\approx 10$ ~ms，但可以有微妙的影响合并后的动力学。
2015-05-07 astro-ph.HE gr-qc
High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars
我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of spin on magnetized binary neutron star mergers and jet launching
事件GW 170817和GRB 170817 A提供了迄今为止最好的确认，其中至少有一个同伴是中子星（NS）的紧凑双星合并可能是短伽马射线暴（sGRB）的祖先。GW 170817的一个未决问题仍然是初始NS自旋的值和影响。初始自旋可能会影响剩余黑洞（BH）的质量和自旋，剩余盘和喷流的形成和寿命及其光度。在这里，我们总结了我们的广义相对论磁流体动力学模拟自旋，NS二进制进行合并和延迟崩溃的BH。双星由两个相同的NS组成，被建模为$Γ=2$多面体，在准圆轨道上，每个都有自旋$χ_{\rm{NS}}=-0.053,\,0,\,0.24$或$0.36$。恒星最初被赋予一个从内部延伸到外部的偶极磁场，就像射电脉冲星一样。合并后，在超大质量中子星（HMNS）残余物中，由于磁制动和磁湍流粘性而导致的角动量重新分配，以及由于引力辐射而导致的角动量损失，诱导形成了一个大质量的、几乎均匀旋转的内核，该内核被磁化的开普勒盘状外壳所包围。HMNS最终坍缩成BH，自旋$a/M_{\rm BH} \simeq 0.78$独立于NS的初始自旋，被磁化吸积盘包围。初始NS旋转越大，盘就越重。在合并后的$Δt\sim 3000-4000 M \sim 45-60(M_{\rm NS}/1.625M_\odot)\rm ms$之后，一个温和的相对论性喷流被发射。喷流的寿命[ $Δt\sim 100-140(M_{\r…
2019-04-18 astro-ph.HE gr-qc
A Toy Model for the Electromagnetic Output of Neutron-star Merger Prompt Collapse to a Black Hole: Magnetized Neutron-star Collisions
本文系统地研究了磁化中子星的迎头碰撞。我们研究了两颗中子星合并时产生的磁场几何。此外，我们还分析了这些碰撞产生的光度，并监测了从合并到随后产生黑洞的磁场演化。在黑洞形成的时候，随着电磁场的衰减，亮度达到峰值并逐渐衰减。比较了三种不同的情况下，一个在两个中子星的初始磁场是对齐的，一个在那里他们是反对齐的，也有一种情况下，他们最初有不相等的磁场强度。我们确定区域和设置限制，使对创建和磁重联将发生在这种情况下，并进一步讨论辐射能量的限制和差异。这项研究应该被看作是一个玩具模型的情况下，残余物，一个双中子星合并，经历了一个即时崩溃的黑洞与周围的磁盘可以忽略不计。我们注意到产生的电磁脉冲类似于快速射电暴现象。我们认为，高质量的合并，导致快速迅速崩溃的黑洞和预期的流量将被观察到的距离类似的二元中子星引力波检测GW 190425的影响。
2020-04-18 astro-ph.HE gr-qc
Jet-environment interplay in magnetized binary neutron star mergers
本文报告了首个磁化sGRB喷流穿透真实磁化并合后环境的3D狭义相对论MHD模拟，克服了以往无磁场模拟的局限，揭示了磁场在喷流演化中的关键作用。
2023-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
General relativistic magnetohydrodynamics simulations for binary neutron star mergers
本文综述2008至2024年间约四十次广义相对论磁化双中子星并合模拟，全面审视磁流体动力学效应，以预测和解释并合现象。
2024-05-27 astro-ph.HE gr-qc
The Post-Merger Magnetized Evolution of White Dwarf Binaries: The Double-Degenerate Channel of Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae and the Formation of Magnetized White Dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）作为可测量的宇宙学蜡烛发挥着至关重要的作用，尽管它们的祖先的性质是一个积极研究的主题。最近的观测和理论工作指出合并的白矮星双星，称为双简并通道，可能是某些Ia型超新星的祖先系统。此外，最近的理论研究表明，未能引爆的合并可能会产生磁化的快速旋转的白矮星。在本文中，我们提出了第一个多维模拟合并后的白矮星双星的演变，包括磁场的影响。在这些系统中，两颗白矮星在动力学时间尺度上完成了最终的合并，并被潮汐破坏，产生了一个快速旋转的白矮星合并，周围环绕着一个热日冕和一个厚的，差速旋转的圆盘。磁盘是非常容易受到磁旋转不稳定性（MRI），我们证明，这导致了一个最初的动态弱磁场在磁盘中的快速增长，自旋下降的白矮星合并，并随后中央点火的白矮星合并。此外，这些磁化模型表现出在白矮星合并的先前流体动力学研究中不存在的新特征，包括在热盘中MRI湍流的发展，携带盘质量的显著部分的磁化流出，以及白矮星合并的磁场强度$\sim 2 \times 10^8$ G。我们讨论了我们的研究结果的起源，拱星介质，并观察到的Ia超新星和磁化白矮星的属性的影响。
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spin Evolution of Fast-Rotating, Magnetized Super-Chandrasekhar White Dwarfs in the Aftermath of White Dwarf Mergers
两颗白矮星合并后残留物的演化至今仍是一个悬而未决的问题。此外，很少有研究讨论残骸是质量大于钱德拉塞卡极限质量的磁性白矮星的情况。角动量的损失可能会使合并的残余物达到适合发展热核爆炸的物理条件。或者，残余物可能倾向于重力或旋转不稳定性，这取决于合并后达到的初始条件。偶极磁制动是可以驱动这种角动量损失的机制之一。然而，这些损耗发生的时间尺度取决于几个参数，如磁场的强度。此外，合并留下了一个环绕的开普勒圆盘，可以被新形成的白矮星吸积。在这里，我们计算合并后的超磁白矮星磁化的演变，考虑到所有相关的物理过程。这些包括作用在恒星上的磁力矩，开普勒盘的吸积，穿过盘的磁场线，以及白矮星核心的热演化。我们发现，中央残留物可以达到适合发展热核爆炸的条件之前，其他不稳定性（如逆β衰变不稳定性或长期轴对称不稳定性）达到，这反而会导致引力坍缩的磁化残留物。
2018-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Binary neutron star mergers: a jet engine for short gamma-ray bursts
我们进行磁流体动力学模拟在全广义相对论（GRMHD）的准圆形，等质量，双中子星进行合并。最初的恒星是无旋的，$n=1$多面体，并被磁化。我们探讨了两种类型的磁场几何形状：一种是每个恒星都被赋予了一个从内部延伸到外部的偶极磁场，就像脉冲星一样，另一种是偶极场最初被限制在内部。在这两种情况下，所采用的磁场最初在动态上是不重要的。合并的结果是一个超大质量的中子星，它经历了延迟坍缩，变成一个黑洞（自旋参数$a/M_{\rm BH} \sim 0.74$），沉浸在磁化的吸积盘中。合并后约$4000M \sim 60(M_{\rm NS}/1.625M_\odot)$ ms，黑洞两极上方的区域被强烈磁化，并产生一个平行的、温和的相对论性外流--一个初始喷流。吸积盘的寿命可能等于喷流的寿命，它是$Δt \sim 0.1 (M_{\rm NS}/1.625M_\odot)$ s。相反，黑洞-中子星合并，我们发现，即使初始的磁场被限制在内部的恒星，初期的射流发射。
2016-06-03 astro-ph.HE gr-qc
GRMHD large eddy simulations with gradient subgrid-scale model
双中子星合并的发现是近年来天体物理学的重要发现之一。由于极端的物质和重力条件以及丰富的动力学发展，精确地模拟碰撞过程中存在的所有尺度成为一个巨大的挑战。在这里，我们提出了如何研究这样的系统，通过使用大涡模拟与自洽的亚网格尺度梯度模型，我们推广到特殊的相对论的情况下，在以前的工作，现在扩展到广义相对论的情况下。从非相对论的情况下，所谓的梯度模型允许捕获的隐藏的动态的影响的一部分，通过一个物理不可知的，基于几何的泰勒展开的非线性项在保守的演化方程的通量的解决尺度。我们评估这种方法的有效性在边界盒模拟的磁开尔文-亥姆霍兹不稳定性。几个决议和广泛的场景被认为是在三个关键方面仔细测试模型的性能：（一）高度弯曲的背景下，（二）跳跃的流体密度剖面和（三）强烈的冲击。结果表明，我们的梯度亚网格尺度模型的广义相对论磁流体力学的扩展是一个很有前途的方法来研究二元中子星合并，并可能其他相关的天体物理场景。
2020-04-02 astro-ph.HE gr-qc
Mergers of Magnetized Neutron Stars with Spinning Black Holes: Disruption, Accretion and Fallback
在广义相对论中，我们研究了一颗质量比为$5:1$的中子星（压缩比为$0.1$）在旋转黑洞轨道上的合并，允许恒星的初始磁化强度为$10^{12} {\rm Gauss}$。我们提出了由此产生的引力波形和分析的回落吸积恒星被打乱。的演变表明没有显着的影响，从初始磁化。我们发现，只有一个微不足道的数量的物质成为未绑定的，$99%$的中子星材料有一个10秒或更短的时间到达中央引擎的区域和$99.99%$的明星将与中央磁盘和黑洞在3小时内相互作用。
2010-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Fully General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Accretion Flows onto Spinning Massive Black Hole Binary Mergers
我们进行了第一套完整的广义相对论磁流体动力学模拟旋转大质量黑洞二进制合并。我们考虑二元黑洞，它们的自旋大小不同，与轨道角动量一致，它们浸没在炽热的磁化气体云中。我们调查的自旋和磁化程度（定义通过流体参数$β^{-1}\equiv p_{\mathrm{mag}}/p_{\mathrm{fluid}}$）的吸积流的性质的影响。我们发现，磁化吸积流的特点是更多的湍流动力学，作为磁场线被扭曲和压缩在后期inspiral。合并后，剩余克尔黑洞的自旋轴周围的极区是磁性主导的，磁场强度增加了一个因子$\sim$ 10 $^2$（独立于$β^{-1}$的初始值）。赤道平面上的磁化气体获得更高的角动量，并在黑洞周围形成一个薄的圆形结构。我们发现，磁化配置的质量吸积率一般小于在未磁化的情况下，由高达一个因素$\sim$ 3。黑洞旋转对吸积率也有抑制作用，高达$\sim$ 48\%。作为一个潜在的驱动程序的电磁发射，我们遵循的坡印廷光度的演变，合并后增加到一个因素$\sim2$与自旋增加，无论初始水平的磁化流体。我们的研究结果强调了在研究大质量黑洞的吸积过程时，同时考虑自旋和磁场的重要性。
2021-06-03 astro-ph.HE 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
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
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
General Relativistic Simulations of Magnetized Plasmas around Merging Supermassive Black Holes
合并中的超大质量黑洞双星是由星系合并产生的，是空间引力观测站可以获得的最强大的引力波源。一些这样的合并可能发生在物质和磁场存在的情况下，因此产生电磁对应物。在这封信中，我们提出了第一个广义相对论模拟合并超大质量黑洞周围的磁化等离子体使用广义相对论磁流体动力学代码威士忌。通过考虑不同的磁场强度，从非磁为主的磁为主的制度，我们探讨了磁场如何影响等离子体的动力学和可能的电磁信号的发射。特别是，我们观察到，在双星系统的吸积作用下，磁场的总放大率约为2个数量级，这导致了更强的电磁信号，比在无力状态下进行的类似计算大10^4倍以上，在无力状态下，这种放大是不可能的。
2012-05-15 astro-ph.HE gr-qc
Bright transients from strongly-magnetized neutron star-black hole mergers
随着aLIGO的出现，人们期待着对黑洞-中子星对的直接探测。电磁对应物对于可靠的引力波探测和天文信息的提取可能至关重要。然而，黑洞-中子星对是出了名的黑暗，望远镜无法观测到。与这种预期相反，只要中子星是高度磁化的，在合并前的最后时刻就可能发生明亮的电磁瞬变。中子星磁体的轨道运动产生了法拉第通量和相应的功率，可用于光度。曲率辐射的光谱逐渐上升，直到能量的快速注入点燃火球，这将表现为一个高能黑体，在中子星的磁场强度分别从$10^{12}$ G到$10^{16}$ G和$10M_{\odot} $黑洞X射线到$γ$射线中达到峰值。根据中子星的磁场强度，火球事件可能持续几毫秒到几秒钟，并且可以用费米伽马射线暴监测器以中子星磁场强度$\gtrsim 10^{14}$ G每年几次的速率观测到。我们还讨论了一个可能的衰减合并后的事件，可能伴随着这个信号。作为这些暗对的电磁对应物，黑洞电池应该对aLIGO时代多信使天文学的发展具有重要价值。
2016-07-26 astro-ph.HE
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
Electromagnetic Emission post Spinning Black Hole-Magnetized Neutron Star Mergers
对于由旋转的黑洞（BH）（质量为$\gtrsim 7M_\odot$）和强磁化中子星（NS）（表面磁场强度为$B_{\rm S,NS}\gtrsim10^{12}$ \，G和质量为$\sim 1.4M_\odot$）组成的双星，NS作为一个整体可能最终会陷入BH。在螺旋阶段，自旋BH可以充电到Wald电荷量$Q_{\rm W}$，直到合并在电真空近似。在合并过程中，如果旋转的带电BH由于足够强的电场而产生自己的磁层，使成对级联产生火花，则带电BH将从电真空过渡到无力情况，并且可以在一段时间内放电$\gtrsim1~{\rm ms}$。由于无力磁层充满了高导电等离子体，在冻结条件下，NS帽上的磁通量将保留在BH事件视界之外。基于这种情况，我们在这里研究了三种可能的能量耗散机制，这些机制可以在BH-NS合并引起的引力波事件后BH放电的时间间隔内产生电磁（EM）对应物：（1）在黑洞的两极会发生磁重联，导致毫秒级的明亮电磁信号，（2）由于整个BH磁场的分离和重连而导致的闭合磁力线区中的磁冲击可能会产生明亮的无线电发射，例如，一个快速的射电爆发，和（3）布兰德福德-Znajek机制将提取BH的旋转能量，产生一个毫秒持续时间的发光高能爆发。我们还计算了由于这些机制的亮度作为BH的自旋的函数为不同的值的$B_{\rm S,NS}$。
2019-09-02 astro-ph.HE
Magnetized Neutron Stars With Realistic Equations of State and Neutrino Cooling
我们将现实的，列表状态方程到完全相对论模拟磁化中子星随着中微子泄漏计划，占通过中微子发射冷却。这两项改进都利用了开源代码（GR1D）和来自http://stellarcollapse.org的表格。我们的实现利用了一种新的方法来计算光学深度，从而简化了其与分布式自适应网格细化的使用。我们提出了各种测试和不磁化和初步结果都从单星和合并的双星系统。
2014-05-09 astro-ph.HE gr-qc
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
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
Accurate evolutions of inspiralling and magnetized neutron-stars: equal-mass binaries
通过执行新的，长期的和数值精确的广义相对论模拟磁化，等质量的中子星双星，我们调查的作用，现实的磁场可能在这些系统的演化。特别是，我们研究了磁场的演化，并表明它们可以通过加速坍缩成黑洞来影响合并时产生的超大质量中子星的生存。我们还提供了证据，即使纯粹的极向最初，磁场产生的环面周围的黑洞具有环形和极向分量的等效强度。当我们估计磁场对这些系统在螺旋过程中或合并后发出的引力波信号产生影响的可能性时，我们得出结论，对于现实的磁场强度B<~ 1 e12 G，这种影响可以被先进的LIGO或先进的Virgo等探测器探测到，但只是边缘。然而，在小质量双星的情况下，随着引力波探测器（如爱因斯坦望远镜）的发展，磁致变化可能会被检测到，在大于2 kHz的频率上具有更高的灵敏度。
2011-02-10 astro-ph.HE gr-qc
Numerical simulations of low-mass black hole-neutron star mergers with moderate eccentricities
Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理学研究所（爱因斯坦研究所））
本文通过数值模拟中等偏心率低质量黑洞-中子星并合，验证了波形模型有效性，揭示了偏心率对残余黑洞影响小、对残余盘质量影响可达2倍等结果，明确了磁化对g模式的阻尼作用。
2026-10-16 astro-ph.HE gr-qc
Electrodynamics of double neutron star mergers
我们考虑了合并中子星的电磁相互作用和前兆辐射。磁化中子星的轨道运动可能会在合并前几年恢复共同磁层内的电子对生产，引发类似脉冲星的磁层动力学。我们确定了两个基本的场景：（i）只有一颗恒星被磁化（1 M-DNS场景）和（ii）两颗恒星都被磁化（2 M-DNS场景）。感应产生的电场可具有沿总磁场（间隙）的分量和/或电场可超过局部磁场的值。探测的关键是发射的轨道调制。如果只有一颗恒星被磁化（1 M-DNS方案），则发射很可能沿着次级位置处的磁场方向产生;然后，如果磁轴与轨道自旋不对齐，则该方向在轨道周期上被调制。在2 M-DNS的情况下，非旋转中子星的共同磁层结构是复杂的，有间隙，但没有$E>B$区域;在磁矩不对齐的情况下，有很强的轨道变化。对于相同的中子星参数，2 M-DNS方案比1 M-DNS方案具有更高的内在潜力。总功率不是很高，$\leq 10^{45} $ erg s $^{-1}$ ;探测合并中子星电磁前兆的最佳机会是，如果它们的磁层相互作用导致产生类似脉冲星的相干无线电发射，其调制在轨道周期，合并时的光度高达$\sim 1$ Jankys。
2019-12-05 astro-ph.HE
Studying Postmerger Outflows from Magnetized Neutrino-cooled Accretion Disks
紧密双星合并产生的自旋黑洞周围的中子冷却吸积流是形成喷流和发射磁驱动外流的一个有希望的方案。基于LIGO和Virgo天文台对GW170817引力波的探测以及电磁观测，该模型可以解释短持续时间伽马射线暴（GRB）和kilonova辐射的中心引擎。利用开放源代码的GRMHD HARM-COOL程序，在固定弯曲时空背景下，发展了几种具有真实状态方程的二维磁化吸积盘-黑洞模型.我们应用粒子示踪技术来测量流出物的性质。选择的磁盘和黑洞的初始参数的方式来表示不同的可能合并后的情况下合并的紧凑对象。我们的模拟显示了黑洞的自旋和喷出的质量之间有很强的相关性。一般来说，合并产生巨大的圆盘和快速旋转的黑洞会产生更强的外流。我们观察到我们的模型产生的风具有中等速度（$v/c \sim 0.1-0.2$）和宽范围的电子分数。我们使用这些结果来估计可能的放射性供电的瞬态发射这样的系统的光度和光变曲线。我们发现亮度峰值范围内的$10^{40}-10^{42}$ erg/s，这与以前的研究盘风外流。
2022-12-11 astro-ph.HE
Higher-level large-eddy filtering strategy for general relativistic fluid simulations
本文提出一种连贯的拉格朗日大涡滤波框架，用于处理中子星并合模拟中湍流尺度无法完全分辨的问题，为量化数值相对论模拟的不确定性及约束极端物质状态方程提供基础。
2025-01-06 astro-ph.HE gr-qc physics.flu-dyn
Dynamics of a relativistic jet through magnetized media
两颗中子星（NS）的合并会产生引力波的发射，形成一个被密集和磁化环境包围的致密物体，并发射准直和相对论性喷流，最终产生短的伽马射线暴（SGRB）。喷流与环境的相互作用已被证明在塑造最终为伽马射线发射提供动力的外流结构方面发挥着重要作用。在本文中，我们提出了一组2.5维RMHD模拟，遵循相对论性非磁化射流通过具有不同磁化水平的介质的演变，作为合并后产生的两个NS。我们发现，磁化的环境介质的主要后果是，抑制射流内的不稳定性，并防止形成一系列的准直冲击。这意味着内部激波会失去效率，导致低光度的瞬发爆发。另一方面，射流头速度和射流内的感生磁化强度与周围介质的磁化强度相当独立。为了更好地理解磁化介质的作用，未来有必要进行更大范围的数值研究，以获得光变曲线和光谱。
2022-10-27 astro-ph.HE
Neutrino trapping and out-of-equilibrium effects in binary neutron star merger remnants
本文通过三维广义相对论中微子辐射大涡模拟，揭示双中子星并合后约2-3毫秒内物质与中微子达到热力学平衡，表明体粘滞等耗散效应仅在并合后极短时间窗口内活跃。
2023-10-31 astro-ph.HE
Crustal magnetic fields do not lead to large magnetic-field amplifications in binary neutron-star mergers
磁场的放大在解释与双中子星合并相关的许多天体物理现象中起着重要作用，例如质量喷射和短伽马射线暴的供电。孤立中子星中的磁场通常被假定为局限于恒星表面附近的一个小区域，而在数值模拟中，它们通常被认为充满整个恒星。通过执行高分辨率，全球性的，高阶广义相对论磁流体动力学模拟，我们调查的影响，一个纯粹的地壳磁场和对比它与标准配置组成的偶极磁场具有相同的磁能，但充满整个恒星。虽然地壳结构在开尔文-亥姆霍兹不稳定性阶段非常有效地产生强磁场，但它们无法达到与全星结构相同的磁场放大水平。这是由于在中子星内部缺乏可用于进一步湍流放大的磁化物质，以及地壳结构中高度磁化物质的表面损失。因此，两种配置中的最终磁能相差超过一个数量级。我们简要地讨论了这些结果对天体物理观测值的影响，以及如何利用它们来推导合并双星的磁拓扑。
2023-02-24 astro-ph.HE gr-qc
Continuous gravitational wave from magnetized white dwarfs and neutron stars: possible missions for LISA, DECIGO, BBO, ET detectors
最近，LIGO和VIRGO在9个黑洞合并事件和1个中子星合并事件中探测到了引力波，这为天体物理学研究提供了新的视角。另一方面，在过去的十年中，一些超克拉塞卡白矮星的候选者已经通过一些奇特的Ia型超新星的光变曲线的峰值光度被推断出来，尽管到目前为止还没有直接探测到这些物体。同样，也观测到了一些质量为$>2M_\odot$的中子星。连续引力波可以作为直接探测这些致密天体的替代方法之一。磁场是形成超白矮星和大质量中子星的重要物理机制之一。如果这些紧凑的物体以一定的角频率旋转，那么它们可以有效地发射引力辐射，只要它们的磁场和旋转轴不对齐，这些引力波可以被一些即将到来的探测器探测到，例如LISA，BBO，DECIGO，爱因斯坦望远镜等。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Universality of the turbulent magnetic field in hypermassive neutron stars produced by binary mergers
2017年通过引力波和电磁发射探测到的双中子星合并开启了多信使天文学的新时代。在合并过程中的Kelvin-Helmholtz不稳定性引发的磁场放大的理解仍然是一个数值未解决的问题，因为相关的小尺度。其中一个不确定性来自合并中子星的初始磁拓扑中通常假设的简化。我们进行高分辨率，收敛的大涡模拟的二进制中子星合并，以下新形成的遗迹高达$30$毫秒。在这里，我们特别关注不同初始磁配置的模拟之间的比较，超越了每个恒星内的预对准偶极子。得到的结果表明，初始拓扑结构很快被遗忘，在合并后的几毫秒的时间尺度。此外，在模拟结束时，平均强度（$B\sim 10^{16}$ G）和空间尺度上的磁能谱分布几乎不依赖于初始配置。这是预期的，由于小规模的有效发电机参与，因此它保持只要：（i）初始的大规模磁场不是不切实际的高（经常强加在合并研究）;（ii）湍流不稳定性的数值（至少部分）解决，使放大的磁能分布在很宽的尺度范围内，并成为订单的数量级大于初始的。
2022-03-28 astro-ph.HE gr-qc
Delayed jet launching in binary neutron star mergers with realistic initial magnetic fields
本文分析了中子星双星合并残骸的磁场演化，发现各向同性小尺度初始磁场配置能更好模拟合并湍流状态，为避免高昂计算成本提供了有效模拟方案。
2024-07-29 astro-ph.HE gr-qc
Producing Magnetar Magnetic Fields in the Merger of Binary Neutron Stars
双星合并会导致流体中湍流和不稳定性的发展，如开尔文-亥姆霍兹剪切不稳定性，从而导致磁场的大幅放大，从而驱动小尺度发电机活动。为了正确地解决这种不稳定性，并获得正确的磁场放大，需要采用的决议，目前是不可行的全球广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的BNS合并。在这里，我们提出了一个亚网格模型，允许全球模拟考虑到小规模的放大的磁场，这是由发展中国家合并的湍流。假设发电机饱和，我们表明，磁级场（$\sim 10^{16}\,{\rm G}$）可以很容易地达到，因此，预计从合并磁化BNS。总的磁能可以达到$\sim 10^{51}\,{\rm erg}$，因此合并后的残余物可以发出强烈的电磁信号，并可能产生短暂的伽马射线暴。
2015-09-08 astro-ph.HE gr-qc
Multimessenger signals from black hole-neutron star mergers without significant tidal disruption
我们利用电阻磁流体力学和完全广义相对论研究了黑洞与磁化中子星合并产生的多信使信号。我们专注于5：1的质量比的情况下，只有少量的中子星物质仍然合并后，但我们仍然发现，显着的电磁辐射可以由中子星的磁层与黑洞的相互作用。在合并的过程中，来自内旋的磁场线的强烈扭曲导致等离子体团发射，并导致亮度超过单极感应的预期。我们发现，最强的发射发生在合并后不久，在一个短暂的时期，其中形成的磁环和逃逸的中心区域。剩余的磁场在消散之前围绕残余黑洞的自旋轴准直，这表明，在更有利的情况下（更高的黑洞自旋/更低的质量比），更大的吸积盘，会形成喷流。
2021-04-23 astro-ph.HE gr-qc
An explosion is triggered by the late collapse of the compact remnant from a neutron star merger
众所周知，双中子星合并会产生超大质量中子星。这种致密残余物的寿命取决于总质量和状态方程。这个致密的残骸坍缩成一个黑洞-环面系统，预计会产生一个强大的喷流和一个短暂的伽马射线暴。然而，如果坍缩延迟半秒左右，周围的物质就会被吸积和/或排出，因此不会形成环面。然而，坍缩本身会产生准各向同性的磁化火球。由于磁场重连，这种磁性炸弹将耗散其大部分能量，并将产生即时发射，此时火球将对伽马射线透明。这种爆炸的能量范围取决于两颗中子星的初始磁场强度和合并过程中磁能的放大。我们讨论了一个准各向同性磁化火球的生产和随后的相互作用，在合并过程中喷出的物质，作为一个双中子星系统合并的结果。我们进一步讨论了一个可能的起源的持续时间的爆发和径向分层的流量以下的准正常模式的黑洞。
2018-07-18 astro-ph.HE
Role of injection parameters in jet propagation through realistic binary neutron star merger environments
本文通过首批3D RMHD模拟研究注入参数和真实BNS并合环境对初生GRB喷流传播的共同影响，证明环境性质可决定喷流破出或窒息。
2025-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Emission of magnetar bursts and precursors of neutron star mergers
磁星爆发可以由外磁层中的阿尔文波增长到非线性振幅$δB/B\sim 1$并触发磁重联而发射。类似的磁闪应该准周期性地发生在一颗接近合并的磁化中子星双星中。在这两种情况下，磁耀斑的快速耗散产生了光学厚度的$e^\pm$等离子体，其热容量与产生的辐射能量相比可以忽略不计。磁耗散则涉及光子粘性，并通过康普顿阻力作用于重联区域中的等离子体体运动。由此产生的康普顿化过程的有效温度是自我调节到几十keV。所产生的X射线发射是使用时间相关的辐射转移模拟计算的，该模拟遵循$e^\pm$对的创建以及光子的产生、康普顿化和逃逸。模拟结果显示了耗散区如何被涂上$e^\pm$涂层，以及逃逸光谱如何通过涂层的辐射转移形成。结果与观测到的磁星爆发，包括最近的活动SGR 1935+2154伴随着快速射电暴。预测了磁化中子星合并的X射线前兆。
2021-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock-powered radio precursors of neutron star mergers from accelerating relativistic binary winds
在紧凑物体合并的最后阶段，如果至少有一个二元组成部分是磁化的中子星（NS），那么它的轨道运动会大大扩大NS的开放磁通量-因此增加其风光度-相对于孤立的脉冲星。由于引力辐射，双星轨道收缩，这种双星诱导的内旋风的功率和速度可能（取决于对负载）长期增加，导致自相互作用和内部冲击的流出超出双星轨道。磁化的前向激波可以通过同步脉泽过程产生相干射电辐射，从而产生可观测到的双星NS合并的射电前兆。我们进行一维相对论流体动力学模拟激波相互作用的加速二进制NS风，假设螺旋风有效地将其坡印亭通量转化为散装动能之前的激波半径。这与粒子模拟的激波脉泽光谱相结合，产生合成的射电光变曲线。在$\sim$ GHz频率下，对于$\sim3$ Gpc（$B_{\rm d}/10^{12}$ G）$^{8/9}$的源，在合并后，通量为$\sim1$ Jy $\cdot$ ms的前兆爆发持续$\sim 1-500$ ms，其中$B_{\rm d}$是更强磁化恒星的偶极场强度。给定沿双星赤道线集中的外流几何形状，对于高倾角系统，即那些最不可能产生可探测的伽马射线暴的系统，信号可能优先被观测到。
2021-01-18 astro-ph.HE physics.comp-ph physics.plasm-ph
Accretion disks around binary black holes of unequal mass: GRMHD simulations of postdecoupling and merger
我们报告的结果，从放松磁盘初始数据开始，在广义相对论的磁化磁盘吸积合并黑洞二进制的模拟。模拟的特点是一个有效的，快速的辐射冷却计划作为未来治疗的限制情况下，辐射转移。在这里，我们通过螺旋和合并来演化双星-盘解耦后的系统，并用$q\equiv m_{\rm bh}/M_{\rm BH}=1,1/2,$和$1/4$来分析双星质量比对系统演化的依赖性。我们发现与局部冷却相关的光度大于与物质动力学流出相关的光度，而与磁场能量的整体传输相关的电磁（坡印廷）光度最小。合并时冷却的光度只比单个非旋转黑洞的光度小一点点。初始喷流的发射与质量比无关，而同一初始盘在单个非旋转黑洞上吸积并不像预期的那样导致喷流。对于所有的质量比，我们看到一个短暂的行为，在准直，磁化流出持续$2-5 ( M/10^8M_\odot ) \rm days$合并后：流出变得越来越磁主导和加速到更高的速度，提高坡印廷光度。这些突然的变化可以改变整个喷流的电磁辐射，并可能有助于区分活动星系核中的黑洞合并，从单吸积黑洞喷流形态的基础上。
2014-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of Stable Magnetars from Binary Neutron Star Mergers
通过对二元中子星合并进行完全广义相对论磁流体动力学模拟，我们研究了合并的最终结果是稳定磁星的可能性。特别地，我们证明了对于由两个等质量中子星（NS）组成的双星系统，在高密度下，当两个NS的引力质量为引力质量M~1.2 Msun，状态方程与Shen等人的相似时，合并产物是稳定的NS.我们发现这样的NS是差速旋转的，并且是超自旋的，自旋参数J/M^2约为0.86，其中J是它的总角动量，它被一个约为0.1兆太阳的圆盘所包围。虽然在我们的全球模拟中，磁场被放大了大约两个数量级，但局部模拟表明，流体动力学不稳定性和磁旋转不稳定性的开始可能进一步将磁场强度增加到磁星水平。这导致了一个有趣的可能性，对于某些NS合并，一个稳定的磁化NS周围的吸积盘可以形成。我们讨论了这些新的结果的电磁对应物的引力波信号的发射和短伽马射线暴的中央引擎的影响。
2013-06-25 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
3D magnetised jet break-out from neutron-star binary merger ejecta: afterglow emission from the jet and the ejecta
我们进行三维（3D）广义相对论磁流体动力学模拟的射流爆发，预计将产生在一个二进制中子星合并的喷出物。从三维模拟的相对论流出的结构证实了我们以前的结果从二维模拟，即，相对论磁化流出爆发合并喷出物具有$θ_{\rm core}\approx4^{\circ}$的空心，$θ_{\rm jet}\gtrsim10^{\circ}$的开口角，并伴随着风的喷射物质，这将有助于千诺瓦排放。我们还计算了相对论外流的非热余辉发射，并将其与GRB 170817 A的全色余辉以及VLBI观测报告的超光速运动进行了拟合。以这种方式，我们推导出$θ_{\rm obs}= 35.7^{\circ \,\,+1.8}_{\phantom{\circ \,\,}-2.2}$的观察者角度。我们进一步计算从喷射物质的余辉发射和约束的情况下，负责热kilonova发射的物质也将导致一个非热发射尚未观察到的参数空间。
2021-01-29 astro-ph.HE gr-qc
Precursor flares of short gamma-ray bursts from crust yielding due to tidal resonances in coalescing binaries of rotating, magnetized neutron stars
GW 170817和GRB 170817 A的同时探测表明，短伽马射线暴可能与中子星-中子星合并事件有关。虽然很罕见，但有些爆发显示出早期发射的情节，在主爆发之前的$\sim 10$秒内观察到前兆耀斑。当恒星因引力波发射而螺旋上升时，相互引潮力的作用导致恒星振荡模的激发，这些振荡模可能与轨道运动发生共振。模式振幅大幅增加，在一段时间的共振潮汐能沉积到恒星。中子星的地壳由于振荡而受到剪切应力，如果共振振幅足够大，可能会变得过度紧张。这种过度紧张可能导致断裂或地震，释放能量，从而在合并之前为前兆活动提供燃料。使用一些简单的麦克劳林球体模型，我们调查的磁场和快速旋转的潮汐强迫$f$ -和$r$ -模式的影响，并连接相关的本征频率与轨道频率相对应的前兆事件，例如，GRB 090510。
2020-03-27 astro-ph.HE
Implications of Magnetic Flux-Disk Mass Correlation in Black Hole-Neutron Star Mergers for GRB sub-populations
通过高分辨率数值相对论模拟，发现黑洞-中子星并合中无量纲磁通量演化与吸积盘质量无关，并在约10秒后达到磁停滞状态，表明所有此类并合均产生长时程致密双星伽马射线暴。
2025-01-22 astro-ph.HE gr-qc
Pair Fireball Precursors of Neutron Star Mergers
如果至少有一颗中子星（NS）在NS合并过程中被磁化，那么在最后的螺旋过程中，导电伴星的轨道运动会沿着连接NS的磁场线感应出强电压和电流。如果提取的电磁能量的一小部分，η，加速相对论粒子，产生的伽马射线发射紧凑的体积将导致形成电子-正电子对火球。应用稳态对风模型，我们量化的探测能力的前体火球与伽马射线卫星。对于eta ~ 1，γ射线探测视界D_max ~ 10（Bd/1 e14 G）^{3/4} Mpc比Advanced LIGO/Virgo的200 Mpc近得多，除非NS表面磁场强度很大，Bd > 1 e15 G。由于辐射的准各向同性性质，具有较弱NS场的合并可能会在附近产生短伽马射线暴。接近双星时未耗散的能量被大尺度的坡印亭通量沿着开放磁力线带到无穷远。在这个外流中的重新连接，远在对光球之外，为非热发射提供了一个潜在的场所，例如相干毫秒射电爆发。
2016-06-24 astro-ph.HE gr-qc
GR-Athena++: Binary Neutron Star Merger Simulations with Neutrino Transport
Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；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））
GR-Athena++通过中微子传输和磁流体力学模拟，研究了二元中子星并合的稳健演化与长期稳定性。
2026-02-20 astro-ph.HE gr-qc
Black Hole Pulsar
在预期的LIGO探测的黑洞/中子星合并，我们扩大了有趣的可能性的电磁对应物。黑洞/中子星的合并可能是令人不安的黑暗，因为大多数黑洞将大到足以吞下一颗中子星，没有潮汐干扰，也没有随后的烟花。令人鼓舞的是，我们以前发现了一个有希望的发光源，因为黑洞和高度磁化的中子星建立了一个电子电路-一个黑洞电池。在本文中，我们反对一般的知识，认为黑洞的电荷是一个被忽视的电磁辐射源。依靠著名的Wald机制，其中一个旋转的黑洞沉浸在外部磁场中获得一个稳定的净电荷，我们表明，在这样一个二元系统中的强磁化中子星将引起足够大的电荷在黑洞，以允许潜在的可观察到的效果。虽然最大电荷是稳定的，我们表明有一个连续的流量的电荷贡献的光度。最有趣的是，旋转的带电黑洞会产生自己的磁偶极子，为黑洞脉冲星提供动力。
2019-04-15 astro-ph.HE gr-qc
GRMHD simulations of prompt-collapse neutron star mergers: the absence of jets
吸合中子星不仅是重要的引力波源，也是符合电磁波的候选者。这些系统被认为是短伽马射线暴（sGRB）的前身。我们以前已经表明，双中子星合并，经历{ \it延迟}坍缩到一个黑洞周围的{ \it weighty}磁化吸积盘可以驱动磁动力射流。我们现在进行磁流体动力学模拟的双中子星合并，经历{ \it提示}崩溃，探讨喷流形成的可能性，从黑洞-{ \it轻}吸积盘残余。我们发现，在$t-t_{\rm BH}\sim 26(M_{\rm NS}/1.8M_\odot)$ ms [ $M_{\rm NS}$是ADM质量]之后，黑洞迅速形成，没有证据表明质量外流或磁场准直。合并后黑洞的快速形成阻止了磁能接近磁极上方的无力值，这是通常的Blandford-Znajek机制发射喷流所必需的。与sGRB重合的引力波的探测可能会对核物质状态方程（EOS）提供限制：NSNS合并的命运-延迟或即时崩溃，因此sGRB的出现或不出现-取决于双星总质量的临界值，而这个值对EOS很敏感。
2017-11-02 astro-ph.HE gr-qc
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
