Slowly rotating neutron stars in the nonminimal derivative coupling sector of Horndeski gravity
本文在Horndeski理论的非最小导数耦合扇区框架下，研究了慢转中子星的构造。我们将球对称解的大半径展开与宇宙学解相匹配，发现最可行的模型只有一个自由参数。然后，通过使用几个列表和现实的状态方程，我们建立数值上界这个参数，以建设中子星在慢旋转近似与最大质量的今天观察到的。最后，我们研究了这些天体的表面红移和惯性，并与已知数据进行了比较。
2016-04-06 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Neutron star evolution with the Bemfica-Disconzi-Noronha-Kovtun viscous hydrodynamics framework
University of Nottingham（诺丁汉大学）；Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Queen Mary University of London（伦敦玛丽女王大学）
本文首次用BDNK框架在Cowling近似下进行非线性球对称中子星模拟，分析了准正常模的频率和基模衰减率，为构建一致的中子星模型奠定基础。
2026-04-23 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
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
Quantum Monte Carlo calculations of the thermal conductivity of neutron star crusts
本文利用量子蒙特卡罗（QMC）方法计算了单组分离子晶格的静态结构函数$S(q)$，并利用它计算了中子星地壳中高密度固体物质的热导率$κ$。通过与使用标准技术的基础上，在低温下有效的一声子近似（OPA）的热导率的结果进行详细的比较，和多声子谐波近似预计在很宽的温度范围内是有效的，我们评估的温度制度，其中$S(q)$从QMC可以直接用于计算$κ$。我们还比较了QMC的结果，使用经典的Monte Carlo定量评估的量子校正的大小。我们发现，量子效应成为相关的$κ$在温度$T \lesssim 0.3 ~Ω_\mathrm{P}$，其中$Ω_\mathrm{P}$是离子等离子体频率的计算。在$T \simeq 0.1 ~Ω_\mathrm{P}$，量子效应抑制$κ$约$30\%$。与OPA结果的比较表明，$T \lesssim 0.1~ Ω_\mathrm{P}$需要静态结构以外的动力学信息。这些定量比较有助于建立QMC作为一个可行的技术来计算$κ$在中等温度范围内的相关吸积中子星的研究$T=0.1-1~Ω_\mathrm{P}$。这一发现是特别重要的，因为QMC是唯一可行的技术，到目前为止，计算$κ$在多组分系统在低温下。
2015-10-09 astro-ph.HE cond-mat.other nucl-th
Magnetic Field Instabilities in Neutron Stars
磁场是中子星物理学和天体物理学的一个重要方面。尽管中子星的内部磁场结构具有很大的相关性，但观测结果对它的约束很小，理解它的性质是一个长期存在的理论挑战。对这一问题的研究集中在寻找那些在几个阿尔芬时标上稳定的磁场几何，从而构成对中子星内部的可行描述。因此，评估给定磁场几何形状的稳定性是本研究的重要部分。到目前为止，只有简单的配置，如纯极向或纯环形的，已经详细研究了微扰理论，最近，通过非线性磁流体动力学模拟。本文综述了广义相对论非线性研究的基本成果，讨论了该领域的现状和未来的发展方向。
2014-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraining Mirror Dark Matter Inside Neutron Stars
我们研究了中子星内部是普通物质和镜像暗物质混合物的可能性。这是一种可以根据充分研究的吸积机制（包括邦迪-霍伊尔机制）自然设想的情景。我们发现，在中子星模型中包含镜像暗物质降低了给定状态方程下中子星的最大质量，并且它降低了给定中子星的潮汐变形能力。这些一般特征意味着，给定一个状态方程，人们可以约束中子星中镜像暗物质的最大可行量，以始终满足现有的最大质量和潮汐变形约束。相反，使用潮汐变形测量来排除状态方程需要对中子星中包含的镜像暗物质的数量做出假设。最后，镜像暗物质的存在也改变了将中子星的潮汐变形性与其致密性联系起来的普遍关系。因此，在考虑外来模型（如本文所讨论的模型）时必须谨慎。
2020-11-05 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
GW190814: Spin and equation of state of a neutron star companion
LIGO/Virgo最近发现了一个合并的双星系统，它有一个$\sim 23 M_\odot$黑洞和一个$\sim 2.6 M_\odot$紧凑的伴星，这引发了一场关于次级黑洞性质的争论，它落入了所谓的质量间隙。在这里，我们探讨的假设，次级是一个中子星（NS）的一些后果。我们表明，迄今可行的状态方程（EOSs），快速均匀旋转的具体例子可能既不是必要的一些EOSs，也不足以为其他解释存在的NS。从GW 170817得到的球形NS最大质量的绝对上限已经表明，这个未知的致密伴星可能是一个缓慢甚至不旋转的NS。然而，GW 170817所青睐的几个具有最大球形质量$\lesssim 2.1 M_\odot$的软NS EOS不能用来解释这个物体，即使允许最大均匀旋转。相比之下，足够坚硬的EOS产生缓慢旋转或在某些情况下不旋转的$2.6 M_\odot$ NS，并且与GW 170817和NICER的结果兼容，可以解释黑洞伴星。
2020-12-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
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
Revealing tensions in neutron star observations with pressure anisotropy
Nikhef（荷兰国家核与亚原子物理研究所）；Institute for Gravitational and Subatomic Physics (GRASP), Utrecht University（乌得勒支大学引力与亚原子物理研究所（GRASP））；Gravitation and Astroparticle Physics Amsterdam (GRAPPA), University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学引力与天体粒子物理学阿姆斯特丹（GRAPPA））；Oskar Klein Centre, Department of Physics, Stockholm University（斯德哥尔摩大学物理系奥斯卡·克莱因中心）
研究通过分析中子星压力各向异性，发现其与各向同性存在显著差异，表明压力各向异性可能揭示中子星建模中的缺失物理或新物理。
2026-03-13 astro-ph.HE gr-qc
Is GW190425 consistent with being a neutron star$-$black hole merger?
GW 190425是Advanced LIGO/Virgo探测器探测到的第二个中子星合并事件。如果解释为双中子星合并，总的引力质量比银河系中确定的双星系统大得多。在这项工作中，我们分析的引力波数据内的中子星$-$黑洞合并的情况。对于黑洞，我们得到质量为$2.40^{+0.36}_{-0.32}M_\odot$，自旋为$0.141^{+0.067}_{-0.064}$。对于中子星，我们发现了$1.15^{+0.15}_{-0.13}M_\odot$的质量和$1.4^{+3.8}_{-1.2}\times 10^{3}$的无量纲潮汐形变。这些参数范围的可信度为90%。中子星和黑洞的推断质量与当前的观测结果并不紧张，我们认为GW 190425是中子星$-$黑洞合并事件的可行候选者。得益于先进引力探测器灵敏度的不断提高和观测站数量的增加，预计未来类似事件将得到更精确的测量，所谓的质量间隙以下黑洞的存在将得到明确的澄清。如果得到证实，中子星与（快速旋转的）低质量黑洞的合并可能是最重r过程元素的重要生产场所。
2020-02-27 astro-ph.HE gr-qc
Stability of topological neutron stars
张量多标量理论（TMST）是爱因斯坦理论最自然的推广之一，它们在数学上是自洽的，没有病态。它们通过了所有已知的观测，但与标准的标量张量理论相反，TMST提供了极其丰富的解谱，并允许与广义相对论有很大的偏差。在这些理论中，拓扑中子星是最有趣的对象之一。本文的主要目标是研究它们的径向稳定性，因为即使对于固定的拓扑荷值，也可以存在许多解的分支。事实证明，对于每个拓扑荷值，只有一个分支是稳定的，而所有其他分支都是不稳定的。稳定的分支正好是从小到大的中子星质量的一个分支，其半径值也与观测结果一致。正如预期的那样，它在质量最大时变得不稳定。研究了径向模的频率，发现在大多数情况下，径向模的频率大于广义相对论模的频率，并且随着拓扑荷的增加而增加。所有这些都表明，拓扑中子星是可行的天体物理对象，应进一步探索，以确定其观测表现。
2020-05-06 astro-ph.HE gr-qc
Quasi-universality of the magnetic deformation of neutron stars in general relativity and beyond
众所周知，中子星拥有极其强大的磁场。在其他效应中，拥有这样的场的后果之一是中子星结构的变形，连同旋转一起导致连续引力波的发射。一方面，它们内部磁场的细节大多是未知的。同样，它们的内部结构，由状态方程编码，是高度不确定的。在这里，我们提出了一个孤立的磁化中子星的轴对称模型的研究，各种现实的状态方程被认为是可行的观测和核物理约束。我们表明，它是可能的，找到简单的关系之间的磁变形的中子星，它的科马尔质量和它的圆周半径。这样的关系是准普适的，意味着它们基本上不依赖于中子星的状态方程，而只稍微依赖于磁场的组态。正如我们所讨论的，我们的结果可以帮助约束中子星内部的磁性，并更好地评估孤立的中子星的连续引力波的可探测性，而不知道它们的状态方程。我们的结果来自于广义相对论和标量张量理论--广义相对论最有希望的扩展之一--在这种情况下也考虑了标量电荷。我们表明，即使在这种情况下，广义关系仍然可以解释与广义相对论的偏差，这可能被用来对引力理论设置约束。
2021-10-11 astro-ph.HE gr-qc
Vortex Creep Heating in Neutron Star Cooling: New Insights into Thermal Evolution of Heavy Neutron Stars
针对老年重中子星温度偏高无法用标准冷却模型解释的问题，本研究拓展冷却框架纳入涡旋蠕变加热（VCH）与直接Urca过程，发现VCH可显著缓解快速冷却，为大质量中子星提供新演化路径。
2025-10-28 astro-ph.HE nucl-th
Formulating the r-mode problem for slowly rotating neutron stars
本文利用更精确的成分分层描述重新审视了成熟中子星中的惯性 r-mode 问题，提出了两种针对非正压中子星的计算策略，并证明该问题的重新表述有望解决与共转点相关的奇异行为，从而指导未来的引力波搜索。
2023-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Can a slow and strong phase transition in neutron stars relieve major compact-star observation tensions?
School of Physics Science and Engineering, Tongji University（同济大学物理科学与工程学院）
本文研究具有强一级相变的中子星能否通过缓慢相变产生的稳定混合分支，同时解释HESS J1731-347、XTE J1814-338和GW190814的异常观测，并与GW170817和NICER约束一致。
2026-10-14 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
The tidal deformability of an anisotropic compact star: Implications of GW170817
我们利用对GW 170817的引力波和电磁波观测来限制其压力各向异性的程度。虽然中子星内部的压力很可能是各向同性的，但某些物理过程或特征，如核物质的相变或强磁场的存在，可以引入压力各向异性。在这项工作中，我们表明，各向异性的压力在中子星可以大大减少其潮汐变形。对于Bowers和Liang的各向异性压力模型以及一对相对论性EOS-- DDH $δ$和GM 1--我们证明，质量在1到2 $M_\odot$范围内的球形中子星的这种减少可以是23%到46%。这表明，在压力各向同性的假设下，某些被GW 170817观测排除的EOS可以成为可行的，如果恒星有足够显著的各向异性压力分量，但不违反因果关系。我们还展示了如何推断的恒星半径可以用来排除某些EOS（如GM 1），即使是高各向异性压力，因为它们的半径大于观测发现。
2019-03-12 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Highly compact neutron stars and screening mechanisms. I. Equilibrium and stability
修正后的引力理论为暗能量提供了可行的模型，它们通常依赖于在高密度环境中屏蔽其影响的机制。从这个角度来看，似乎一旦满足太阳系的限制，这些理论将预测（密度更大的）中子星的一个微不足道的现象。在这项工作中，我们探索了这样一个事实：在纯量张量理论中，纯量自由度并不单独与质量密度耦合，而是与能量动量张量的踪迹耦合--随着密度和压力的增加，能量动量张量可以增加并最终改变符号。在中子星的核心，并调查是否可能存在对自然界中发现的最致密恒星内部的标量场的部分非屏蔽。为此，我们构造了具有屏蔽机制的中子星理论状态方程，并研究了它们在径向扰动下的稳定性。特别是，我们发现，稳定的解决方案，一个未屏蔽的核心可以存在于变色龙模型，而环境依赖的变色龙模型的一个新的，标量化的平衡解决方案的财富被发现，其中一些可以是稳定的。
2020-07-22 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Axion dissipation in conductive media and neutron star superradiance
本研究针对中子星磁层导电等离子体可能触发轴子超辐射不稳定性的猜想，纳入等离子体动力学与流体效应，通过两种玩具模型验证发现典型等离子体密度会强烈抑制该不稳定性，降低中子星超辐射的可行性，还补充了耗散等离子体中轴子电动力学的相关现象。
2025-06-18 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Crustal lattice pressure as a source of neutron star mountains
Mathematical Sciences and STAG Research Centre, University of Southampton（南安普顿大学数学科学与STAG研究中心）
研究通过地壳晶格压力解释中子星自转频率分布，提出温度不对称性导致的质量不对称性机制，适用于吸积和孤立中子星。
2026-02-10 astro-ph.HE gr-qc
Magnetically driven baryon winds from binary neutron star merger remnants and the blue kilonova of August 2017
在引力波中探测到的与第一个双星中子星（BNS）合并有关的放射性动力kilonova的观测证明，这些事件是产生重r过程元素的理想场所。然而，这个千诺瓦早期（“蓝色”）和晚期（“红色”）成分的喷射物质的物理来源仍然存在争议。在这里，我们调查的可能性，早期/蓝色kilonova起源于磁驱动的重子风合并后发射的亚稳中子星残余。利用磁化的BNS合并模拟超过250毫秒的合并后的演变，我们可以第一次遵循完整的质量喷射过程，直到它的最后下降。我们发现，重子风携带$\simeq\!0.010\!-\!0.028\,M_\odot$的未结合的材料，证明了高质量估计的蓝色kilonova可以实现。我们还发现膨胀速度高达$\sim\!0.2\,c$，与观测估计的低端一致，我们讨论了这里忽略的可能影响，可能会进一步增加最终喷出物的速度。总的来说，我们的结果表明，磁驱动的重子风代表了一个可行的渠道来解释蓝千诺瓦。
2020-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Unified weak/strong coupling framework for nuclear matter and neutron stars
利用弱相互作用核子的从头算方法对密度达到核饱和密度的凝聚态核物质给出了很好的描述。在更高的密度下，重叠核子之间明显的强相互作用变得很重要;我们提出，在这个区域中，相互作用将不断切换到全息模型。为了实现这一点，我们构造了混合状态方程（EoS），其中各种模型用于低密度核物质，全息V-QCD模型用于非微扰高密度核物质以及夸克物质。我们仔细研究了所有现有的约束，从天体物理学的紧凑型恒星，并讨论其影响的混合EOS。由于核物质的V-QCD EoS的刚度，我们得到了一个大家庭的可行的混合EoS通过的约束。我们发现中子星中的夸克物质核由于强烈的一级退禁闭跃迁而不稳定，并预言了潮汐形变的界限以及中子星的半径。借助普适关系，我们还对中子星合并产生的引力波的特征峰值频率进行了约束。
2020-09-14 astro-ph.HE hep-ph hep-th
On the Mass and Magnetic Field of the Neutron Star in the Ultraluminous X-Ray Source NGC 300 ULX1
最近对邻近星系中某些超亮X射线源的周期性脉动的探测表明，大多数超亮X射线源（ULX）中的吸积致密天体很可能是中子星，而不是黑洞。迄今为止，我们在银河系中发现了一个ULX。作为ULX系列的一员，NGC 300 ULX 1是一款新型脉动ULX（PULX），与其他PULX相比，其转速相当高。本文根据NGC 300 ULX 1的脉冲X射线谱中的回旋吸收线能量，推断了中子星表面的磁场强度，并利用观测到的脉冲星自旋周期和周期导数以及测量到的源X射线通量，估算了中子星质量和聚束率的可能范围。我们的分析有利于质子回旋共振散射作为一个可行的机制，占所观察到的回旋能量和高自旋率提供的吸收线产生接近表面的中子星。
2022-01-02 astro-ph.HE
PSR J1311-3430: A Heavyweight Neutron Star with a Flyweight Helium Companion
我们获得了新发现的Pb= 94 min γ射线黑寡妇脉冲星PSR J1311-3430的初步光谱观测和补充测光结果。凯克光谱显示出一个以氦为主，几乎不含氢的光球层和一个609.5+/-7.5km/s的大径向速度振幅。同时七色GROND测光进一步探测了这颗伴星的加热，并显示了存在的红外线过剩。我们已经模拟了静态光变曲线，限制了轨道倾角和质量。简单的加热光变曲线拟合得到M_NS=2.7Msun，但显示出系统的光变曲线差异。添加额外的组件允许拟合更大的质量范围，但所有可行的解决方案都具有M_NS>2.1Msun。如果得到证实，那么这样大的M_NS将在很大程度上限制物质在超核密度下的物态方程。
2012-10-25 astro-ph.HE
Neutron stars in $f(Q) = Q +ξQ^2$ gravity
Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Universidade Federal Fluminense（弗鲁米嫩塞联邦大学）
研究基于对称仿射平行框架的$f(Q)$引力中中子星结构，用现实状态方程，通过协变公式推导方程并数值积分，得出质量半径关系等，还分析了非度规标量行为。
2026-07-07 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Neutron stars as thermometers for reheating induced dipole dark matter
State Key Laboratory of Nuclear Physics and Technology, Institute of Quantum Matter, South China Normal University（华南师范大学量子物质研究院核物理与技术国家重点实验室）；Guangdong Basic Research Center of Excellence for Structure and Fundamental Interactions of Matter, Guangdong Provincial Key Laboratory of Nuclear Science（广东省物质结构与基本相互作用基础研究卓越中心广东省核科学重点实验室）
研究偶极暗物质在标准和非标准宇宙学场景下的电磁相互作用，利用中子星加热效应探测其参数空间。
2026-07-03 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The highest-frequency kHz QPOs in neutron star low mass X-ray binaries
我们研究了先前用RXTE在六个中子星（NS）低质量X射线双星中探测到的最高频率kHz QPO。我们发现，在4U 0614+09中检测到的最高频率kHz QPO在其质心频率上具有1267 Hz 3 $σ$置信下限。这是迄今为止报道的最高极限，并且具有直接的物理意义，因为它可以用于约束QPO模型和超核密度状态方程（EoS）。我们比较我们的测量频率预测的最大轨道频率在全GR旋转中子星与一些不同的现代EoS模型，并表明，这些可以容纳所观察到的QPO频率。因此，NS和ISCO半径约束的轨道运动是这些QPO的可行解释。在4U 0614+09最严格的情况下，我们发现NS质量必须是M $<$ 2.1 M $_{\odot}$。从我们测得的QPO频率，我们可以限制NS半径为五个源，我们研究了窄范围（$\pm$ 0.1-0.7公里）不同的每个源和每个EoS。
2018-05-29 astro-ph.HE
Sexaquark dilemma in neutron stars and its solution by quark deconfinement
根据一个稳定的含有夸克的六夸克态（uuddss）到目前为止还没有被实验注意到的想法，这样的粒子将是一个很好的暗物质候选者，我们研究了稳定的六夸克在致密星物理学中的可能作用，给出了对状态方程的严格约束，这些约束来自于对高质量夸克的观测和GW 170817对致密性的限制。中等质量恒星我们发现，有一个“sexaquark困境”（类似于超子困境）的sexaquark在夸克物质的解离是一个可行的解决方案，满足所有目前的限制，从多信使天文学。混合星模型所需的参数，包括sexaquarks是符合预先存在的夸克和强子物质模型的参数。我们发现，当前的约束--符合GW 170817的潮汐变形性和高于PSR J 0740 +6620下限的最大质量--可以通过两种方式得到满足：早期的夸克去禁闭，使得任何NS内部都不存在六夸克和超子，或者后来的去禁闭，使得中子-六夸克壳包围内部夸克物质核心。
2022-02-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Testing universal relations of neutron stars with a nonlinear matter-gravity coupling theory
由于我们对核密度以外的物态方程的无知，中子星至今还没有一个统一的理论模型。因此，令人惊讶的是，可以存在连接中子星的不同物理量的普遍的与EOS无关的关系。Lau等人[ApJ，714，1234（2010）]发现，$f$模式振荡的频率、质量和转动惯量通过普适关系连接。最近，Yagi和Yunes [Science，341，365（2013）]发现了质量、转动惯量、Love数和四极矩之间的I-Love-Q普适关系。在本文中，我们研究这些普遍的关系在Eddington启发Born-Infeld（EiBI）引力。这个理论与广义相对论（GR）的区别仅在于高密度时，这是由于物质和引力之间的非线性耦合。因此，它为我们提供了一个理想的情况下，以测试如何鲁棒性的普遍关系的NS相对于引力理论的变化。由于Delsate和Steinhoff最近开发的EiBI引力的表观EOS公式[Phys. Rev. Lett.，109，021101（2012）]，我们能够使用与GR中相同的技术来研究EiBI引力中的普适关系。我们发现EiBI引力中的普适关系与GR中的普适关系基本相同。我们的工作表明，在当前可行的耦合常数内，至少存在一种修正的引力理论，它与GR在意想不到的普适关系上是不可区分的。
2014-01-13 astro-ph.HE gr-qc
Neutron stars more compact than black holes in quasi-topological gravity: Equilibrium configurations and radial stability
Hunan Normal University（湖南师范大学）
本文研究了在准拓扑引力中中子星的平衡结构和径向稳定性，发现高中央密度下中子星的紧凑性可以超过黑洞极限，并且在广义相对论中不稳定配置在准拓扑引力中可能被稳定化。
2026-07-23 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Particle-theory input for neutron-star physics
本文回顾了高密度夸克物质中第一性原理弱耦合计算的最新进展，涵盖热力学与输运性质，并说明其在中子星物理唯象研究中的应用，旨在填补教科书空白并连接近期研究。
2024-05-22 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Modeling the gravitational wave signature of neutron star black hole coalescences: PhenomNSBH
对于黑洞双星系统和中子星双星系统，存在精确的引力波信号模型，这与迄今为止所有已发表的引力波观测结果是一致的。第三类致密双星系统，中子星黑洞（NSBH）双星的探测尚未得到证实，但在不久的将来，人们热切期待。对于NSBH系统，GW模型不存在于信号的可行参数空间中。在这项工作中，我们提出的频域唯象模型，PhenomNSBH，GWs产生的NSBH系统的质量比从相等的质量高达15，自旋的黑洞的无量纲自旋的$|χ|=0.5$，和潮汐变形范围从0（BBH限制）到5000。我们扩展以前的工作NSBH系统的现象学振幅模型产生一个振幅模型，是由一个单一的潮汐变形参数化。该振幅模型与描述潮汐校正的解析相位模型相结合。由此产生的近似相比，公开的NSBH数值相对论模拟和混合波形构造的数值相对论模拟和潮汐inspiral近似。对于第二代地基探测器观测到的大多数信号，将难以单独使用GW信号来区分单个NSBH系统与BNS或BBH，因此难以明确识别NSBH系统。
2020-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mapping Progenitors of Binary Black Holes and Neutron Stars with Binary Population Synthesis
第一个直接观测到的引力波事件，GW 150914，以两个大质量黑洞的合并为特征，突出了确定这些紧凑的残余双星系统是如何形成的必要性。我们使用二进制人口合成代码COSMIC（紧凑对象合成和蒙特卡罗调查代码）来预测大质量恒星的类型，将显示出显着的径向速度变化，表明一个潜在的紧凑对象（即黑洞或中子星）绕恒星运行。我们“观察”的人口中产生的二进制与类似数量的时代和RV的准确性计划为银河系映射。在这个分析中，我们特别感兴趣的系统，其中一个紧凑的残骸是围绕一个大质量的O或B星，因为这些系统幸存的第一个超新星和中子星踢。我们测试的银河映射观测策略，以区分不同的质量损失和踢处方的能力。我们发现，沃尔夫-拉叶星或热次矮星的双星可以检测（即发光，高三角洲RV最大值），可行的祖先这样的对象，而不同的处方主要影响的来源的数量。
2022-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic MHD modeling of magnetized neutron stars, pulsar winds, and their nebulae
中子星是最吸引人的天体物理源之一，它具有强引力、密度接近或超过核密度以及巨大的磁场等特征。在整个电磁波谱中，它们的观测特征可以是极其多样的，从射电望远镜的周期性和低频信号，到磁星的突然高能伽马射线耀斑，在磁星的耀斑中，能量约为10^46尔格在几秒钟内释放。快速旋转和高度磁化的中子星预计会发射强大的相对论风，其与超新星遗迹的相互作用会产生脉冲星风星云的非热发射，脉冲星风星云是已知的电子和正电子的宇宙加速器，能量高达PeV。在原磁星的极端情况下（磁场约为10 ^15 G，周期为毫秒），类似的机制可能为仍然神秘的伽马射线暴提供一个可行的引擎。中子星所有这些壮观的表现的关键因素是在其组成的等离子体中存在强磁场。在这里，我们将介绍Arcetri的高能天体物理组最近更新的几个最先进的数值研究：在广义相对论中旋转磁化中子星的稳态轴对称结构的综合建模，以及相对论脉冲星风及其相关星云的动态3-D MHD模拟。
2017-11-03 astro-ph.HE
Mergers Fall Short: Non-merger Channels Required for Galactic Heavy Element Production
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Greifswald（格赖夫斯瓦尔德大学）；University of Guelph（圭尔夫大学）；Stripe；California State University Fullerton（加州州立大学富勒顿分校）
研究发现中子星-黑洞并合和快速并合的双中子星系统无法单独解释银河系r过程元素的富集，需非并合渠道补充。
2026-10-14 astro-ph.HE gr-qc
Black hole-neutron star coalescence: effects of the neutron star spin on jet launching and dynamical ejecta mass
黑洞-中子星（BHNS）合并被认为是引力波（GW）的源，电磁波（EM）对应物重合。为了进一步探索这些系统是否是短伽马射线暴（sGRBs）和kilonovae的可行祖先，以及如何使用（缺乏）与LIGO/Virgo候选BHNS GW事件相关的EM对应物来锐化参数估计，我们研究了BHNS合并中中子星自旋的影响。使用动态时空磁流体动力学模拟的BHNS最初在准圆轨道上，我们调查的配置，不同的BH自旋（$a_{\rm BH}/M_{\rm BH}=0$和$0.75$），NS自旋（$a_{\rm NS}/M_{\rm NS}=-0.17,\,0,\,0.23$和$0.33$），和二进制质量比（$q\equiv M_{\rm BH}:M_{\rm NS}=3:1$和$5:1$）。我们发现，总的趋势是，增加NS的自旋增加的剩余黑洞上的吸积盘的静止质量，和静止质量的动态弹出的物质。在峰值引力波振幅之后的时间~ $Δt\sim 3500-5500M\sim 88-138(M_{\rm NS}/1.4M_\odot)\,\rm ms$，磁驱动喷流仅为$q=3:1$发射，而不管初始NS自旋如何。喷流的寿命[ $Δt\sim 0.5-0.8(M_{\rm NS}/1.4 M_\odot)\,\rm s$ ]和它们的出射坡印廷光度[ $L_{\rm Poyn}\sim 10^{51.5\pm 0.5}\,\rm…
2021-01-01 astro-ph.HE gr-qc
Extending the Pulsar radio population through Quantum Vacuum Cherenkov Emission
Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学）；Extreme Light Infrastructure ERIC, ELI Beamlines Facility（极轻基础设施欧洲研究基础设施公司，ELI光束线设施）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Czech Technical University in Prague（布拉格捷克技术大学）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）；Università degli Studi di Ferrara（费拉拉大学）；Sapienza Univer（萨皮恩扎大学）
本研究提出量子真空切连科夫辐射作为中子星极冠区新的对产生机制，扩展了脉冲星死亡线参数空间，为长周期中子星射电发射提供物理解释，并开辟了用SKA测试非线性QED的新途径。
2026-11-03 astro-ph.HE
$f$-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
Masses of Neutron Stars in High-Mass X-ray Binaries with Optical Astrometry
确定中子星（NS）内部物质的类型一直是天体物理学的长期目标。尽管如此，大多数预测最大质量在1.4-2.8太阳质量范围内的NS状态方程（EOS）仍然可行。迄今为止，大多数精确的NS质量测量显示接近1.4太阳质量的值，但对超大质量NS的可靠测量将限制EOS的可能性。在这里，我们研究如何在微弧秒水平的光学天体测量可以用来映射出的轨道的高质量X射线双星（HMXB），导致NS质量的严格限制。虽然Unwin及其同事和Tomsick及其同事以前的研究讨论了未来空间干涉测量任务应该能够进行这种测量的事实，但目前的工作描述了6个HMXB系统的详细模拟，包括对所有轨道参数的预测约束。我们发现，直接NS质量可以测量到的准确度为2.5%（1西格玛）在最好的情况下（X每），船帆座X-1的6.5%，和10%的其他两个HMXB。
2010-06-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
New insights on the spin-up of a neutron star during core-collapse
一颗中子星诞生时的自旋可能会受到其大质量前身爆炸的不对称特征的影响。在反弹后的第一秒，静止吸积激波不稳定性（SASI）的螺旋模式能够重新分配角动量，并使一颗从非旋转祖先诞生的中子星自旋。我们的目标是评估这一过程的稳健性。我们进行二维数值模拟的简化设置在圆柱形的几何形状，调查的时间尺度上的动态是由螺旋或晃动模式为主。我们观察到，只有当初始激波半径与中子星半径之比超过一个临界值时，螺旋模式才占上风。在这种情况下，螺旋模式引起的激波的不对称程度和平均膨胀都随着这个比率单调增加，超过了人为施加晃动模式时获得的值。在2-3个SASI振荡的时间尺度下，SASI的动力学发生得足够快，足以影响爆炸前中子星的自旋。从模拟推导出的自旋周期相比有利的分析估计从测量的饱和振幅的SASI波。尽管我们的设置很简单，但数值模拟揭示了意想不到的随机变化，包括激波旋转方向的逆转。我们的结果表明，中子星的自旋上升的SASI螺旋模式是一个可行的机制，即使它是不系统的。
2015-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantum nucleation of up-down quark matter and astrophysical implications
只有$u$和$d$夸克的夸克物质（$ud$ QM）可能是重子数$A>A_{\rm min}$较大的重子物质的基态。对于$A_{\rm min}\gtrsim 300$，这与普通核的稳定性没有直接冲突。对这种情况的一个有趣的测试是在中子星内部寻找$ud$ QM的量子成核，因为它们的重子密度很大。本文在考虑相关理论不确定性和观测约束的情况下，研究了冷中子星到$ud$夸克星（$ud$ QSs）的跃迁速率及其天体物理意义.结果表明，参数空间的很大一部分预测了瞬时跃迁，因此观测到的中子星大多是$ud$类星体。我们发现这种可能性在最近的引力波和脉冲星观测下仍然是可行的，尽管在它与一些涉及夸克物质复杂结构的观测的兼容性方面存在争议。在两族方案中，高质量恒星（$M\gtrsim2 M_{\odot}$）都是$ud$类星体，而低质量恒星（$M\sim1.4\, M_{\odot}$）大多是强子恒星，这种紧张关系可以得到部分缓解。在这种情况下，低质量强子星的缓慢过渡指向一个非常特殊的一类强子模型与适度刚性的EOS，和$ud$ QM属性也强烈约束。
2020-06-17 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Impact of dark matter distribution on neutron star properties
本研究结合含希格斯介导相互作用的暗物质可变密度分布与重子物质RMF模型，分析暗物质密度参数对中子星结构的影响，结合观测约束缩小暗物质参数空间，为高密度环境暗物质研究提供参考。
2025-01-13 astro-ph.HE hep-th nucl-th
G objects as Primordial Black Hole-Neutron Star Remnants: Population Modeling and Multi-Wavelength Observables
California State University Long Beach（加州州立大学长滩分校）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
本文研究G对象可能为中子星被原初黑洞捕获后形成的低质量黑洞残骸，通过建模揭示其与中子星人口、暗物质密度分布的关系，并提出多波段观测特征以区分该假说与恒星包层模型。
2026-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Nuclear matter equation of state and astrophysics
University of Illinois Urbana–Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）
研究利用中子星相关数据约束核物质冷态方程，虽整体约束无法确定恒星核心微观组成，但超子等仍有可能。总结多信使现状，强调统一描述强相互作用物质的挑战，介绍相关成果及MUSES计算引擎的作用。
2026-07-29 astro-ph.HE nucl-th
GRMHD Simulations of Accreting Neutron Stars with Non-Dipole Fields
美国宇航局的NICER望远镜最近为旋转动力毫秒双星中的非偶极磁场结构提供了证据。这些恒星被认为经历了一个长时间的吸积自旋阶段，这就引出了一个问题，即吸积流到具有复杂磁场的恒星上会是什么样子。我们目前的结果从一套GRMHD模拟吸积中子星的偶极，四极和四偶极恒星场几何。这是在广义相对论框架中模拟真实热点形状以了解吸积毫秒星系中热点变化的第一步。我们发现，吸积柱的位置和大小导致热点的变化显着依赖于初始恒星场强度和几何形状。我们还发现，最强的贡献恒星扭矩是从磁盘连接的场线和脉冲星风，导致自旋在几乎所有的参数制度在这里探讨。我们进一步分析角动量输运的吸积盘由于大规模的磁应力，湍流应力，风和可压缩的影响，我们确定与对流运动。圆盘使初始的开放恒星流形成喷流。对于偶极子，磁盘磁层的相互作用可以增强或减少喷流功率相比，孤立的情况下。然而，对于四极，磁盘总是导致增强的净开放通量，使喷流功率与偶极的情况下。我们讨论了我们的研究结果中观察到的中子星喷流，并提供了一个可行的机制来解释无线电功率在低和高磁场的情况下。
2022-04-01 astro-ph.HE
Bulk viscosity in neutron stars with hyperon cores
众所周知，旋转中子星的r-模振荡相对于引力波辐射可能是不稳定的。观察到参数在不稳定窗口（这种不稳定性未被抑制的区域）内的中子星的可能性很小。但是，如果采用恒星内部的“最小”（核子）组成，许多观察到的恒星似乎是在r-模式不稳定性窗口。这个问题的一个可能的解决方案是考虑中子星核心中的超子。超子的存在允许一组强大的（无轻子）非平衡弱过程，这增加了体粘滞性，从而抑制了r模不稳定性。超子NS的不稳定窗口的现有计算通常使用通过接触$W$玻色子交换相互作用为$Σ^-Λ$超子组合物计算的反应速率。与此相反，这里我们采用的超子状态方程中，$Λ$和$Ξ^-$是第一个出现的超子（如果存在的话，$Σ^-$的密度要大得多），并考虑介子交换通道，它对无轻子的弱过程更有效。我们利用介子交换弱相互作用计算了非成对$npeμΛΞ^-$物质的体粘滞系数。一些粘性产生的非平衡过程被认为是（其中一些是第一次在中子星的上下文中）。计算的反应速率和体积粘度用简单的解析式近似，便于应用。应用我们的结果计算的不稳定窗口，我们认为，占超子可能是一个可行的解决方案的r-模式的问题。
2019-11-19 astro-ph.HE
The Gravitational Wave Memory from Binary Neutron Star Mergers
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校国家超级计算应用中心）；Academy of Athens（雅典科学院）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Montclair State University（蒙克莱尔州立大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究双中子星并合中磁场、中微子发射和抛射质量对引力波记忆的影响，发现磁场可使记忆效应增加15%-50%，并影响引力波辐射功率和角动量分布。
2026-02-02 astro-ph.HE gr-qc
Neutron Star Merger Rates from Multi-messenger Observations: Clues to the Physical Origin of the Short and Long-short Gamma-ray Bursts
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
本文通过多信使观测计算中子星并合导致短时标和长-短伽马射线暴的本地率，发现包含GRB 061201事件的速率较高，排除该事件后速率较低，且LIGO/Virgo/KAGRA观测结果进一步表明电磁明亮并合率较低，挑战了中子星并合作为短时标和长-短伽马射线暴起源的假设。
2026-04-08 astro-ph.HE
The Impact of Accretion on FRB Radiation Mechanisms in Binary Systems: Constraints and Implications
该研究探讨双星系统中吸积对中子星磁层FRB辐射机制的影响，发现相干曲率辐射参数范围窄而磁重联范围宽，且两者均需≥10^13 G强磁场，表明此类FRB中心引擎为磁星。
2025-04-25 astro-ph.HE
An Analytical Toy Equation of State for Neutron Stars Consistent with Current Observations
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao-Tong University（上海交大李政道研究所）；Department of Physics and Institute for Quantum Science and Technology, Shanghai University（上海大学物理与量子科技研究院）；Shanghai Key Laboratory of High Temperature Superconductors（上海高温超导重点实验室）
通过双多变量关系扫描，结合脉冲星、潮汐形变和NICER观测约束，得到支持最大质量2.44-2.49太阳质量、半径11.3公里、潮汐形变485-512的因果性状态方程。
2026-07-02 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
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
Optical follow-up of the neutron star-black hole mergers S200105ae and S200115j
LIGO和Virgo的第三次观测运行（O3）揭示了引力波中第一个中子星-黑洞（NSBH）合并候选者。这些事件被预测为合成r-过程元素，产生光学/近红外“kilonova”（KN）发射。利用引力波和电磁波联合探测NSBH并合，可以约束致密核物质的物态方程，独立测量宇宙的局域膨胀率。在这里，我们提出了光学跟踪和分析的只有三个高意义的NSBH合并候选人检测到的日期，S200105 ae和S200115 j，与Zwicky瞬态设施（ZTF）。ZTF观测到S200105 ae的$\sim$\，48\%和S200115 j的定位概率的$\sim$\，22\%，观测对KNe比$-$ 17.5\，mag在g和r波段以0.5\，mag/天衰减敏感;对候选者的广泛搜索和系统跟踪没有产生可行的对应物。我们提出了国家的最先进的KN模型量身定制的NSBH系统，这些NSBH合并的喷出物属性的限制。我们表明，$\rm m_{\rm AB}\approx 22$磁的深度，可达到米级，宽视场的调查仪器，喷出物质量的强约束是可能的，有可能排除低质量比，高BH自旋，大中子星半径。
2020-09-14 astro-ph.HE gr-qc
The lanthanide fraction distribution in metal-poor stars: a test of neutron star mergers as the dominant r-process site
对中子星并合GW 170817及其千新星的多信使观测证明，中子星并合可以合成大量的r过程元素。如果中子星合并事实上主导了所有的r-过程元素的生产，那么千诺瓦喷出物成分的分布应该与在恒星中观察到的r-过程丰度模式的分布相匹配。镧系元素分数（XLa）在千新星和贫金属恒星中都是可测量的量，但以前没有明确计算过恒星。在这里，我们计算了贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5）的镧系元素分数分布，以便与当前和未来的千新星进行比较。全分布峰值在log XLa ~-1.8处，但r过程增强型（[Eu/Fe] > 0.7）的恒星具有明显较高的镧系元素分数，log XLa >-1.5。我们回顾了对GW 170817的观测，发现普遍的共识是总对数XLa = -2.2 +/- 0.5，略低于典型的贫金属星，与最高的r增强星不一致。为了使中子星合并作为主要的r-过程地点保持可行性，未来的千诺瓦观测应该优先富含镧系元素（包括~10%的人口，log XLa > -1.5）。这些高XLa的kilonovae可能比GW 170817更暗，演化更快，这对发现和后续观测构成了挑战。光学和（中）红外观测将需要强大的约束kilonova镧系元素馏分。如果在未来几年内没有发现这种高XLa的kilonovae，这可能意味着具有最高r过程增强的恒星具有不同的r过程元素起源。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Forward Modeling of Double Neutron Stars: Insights from Highly-Offset Short Gamma-Ray Bursts
本文详细分析了两个局部性好、高偏移距的短伽马射线暴--GRB~070809和GRB~090515-研究了它们的祖先从致密天体形成到合并的运动学演化。校准到他们最可能的宿主星系的观测，我们构建半解析星系模型，占恒星形成的历史和星系的增长随着时间的推移。我们对详细的运动学演化与紧凑的二进制人口建模，以推断可行的后超新星速度和螺旋时间。通过填充二进制示踪剂根据恒星形成的历史的主机和运动学发展的超新星后的轨迹，通过随时间变化的银河系的潜力，我们发现，系统相匹配的观测到的偏移量的爆发需要后超新星的系统速度每秒数百公里。在忽略恒星质量-晕质量关系的不确定性后，我们发现GRB~070809和GRB~090515祖星系统中的第二颗中子星分别在78%和91%的可信水平上受到了$\gtrsim 200~\mathrm{km\,s}^{-1}$的出生踢。将我们的分析应用于局部短伽马射线暴的完整目录，将提供对其祖先的独特约束，并有助于解开观察相对于其宿主高度偏移的瞬变所固有的选择效应。
2020-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
