Monte Carlo Simulations of Thermal Comptonization Process in a Two Component Advective Flow around a Neutron Star
本文研究了中子星周围双组分对流的光谱特性。计算了由离心势垒形成的次开普勒流激波后区域对开普勒盘和中子星的边界层发射的软光子的热康普顿效应。激波位置$X_s$也是开普勒圆盘的内缘。我们计算了一系列真实的谱，假设一组冲击后区域$T_{CE}$的电子温度，正常边界层（NBOL）的温度$T_{NS}$的中子星和冲击位置$X_s$。这些参数取决于控制所得光谱的盘和晕吸积率（分别为$\dot{m_d}$和$\dot{m_h}$）。我们发现，当$\dot{m}_h$增加时，光谱变得更硬。由于NBOL发射的光子非常有效地冷却了激波后区域，所以光谱受到$T_{NS}$的强烈控制，因为它靠近康普顿化云。我们还显示了光谱硬化的证据，作为光盘的倾斜角的增加。
2019-01-03 astro-ph.HE
High-Frequency QPOs as a Product of Inner Disk Dynamics around Neutron Stars
在中子星低质量X射线双星中观测到的kHz准周期振荡可能产生于中子星周围的吸积盘的最内层区域。内盘的旋转动力学的特征在于，根据中子自旋相对于内盘半径处的开普勒频率的相对快度，存在亚开普勒或超开普勒吸积流。在磁层-盘相互作用模型中，如果中子星是慢旋转体，则在给定源中观察到的两个kHz QPO之间的频率差可以估计为略高于或接近中子星的自旋频率，如果中子星是快旋转体，则小于恒星的自旋频率。
2012-02-08 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Timing Properties of Shocked Accretion Flows around Neutron Stars in Presence of Cooling
利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法首次对弱磁化中子星的吸积流进行了稳健的数值模拟。我们遵循黑洞的双分量平流（TCAF）范式，并只关注中子星的情况下的平流分量。这种低粘度的亚开普勒流除了在黑洞吸积中存在的离心压力支持的边界层（或CENBOL）之外，还将在恒星表面上产生正常的边界层（或NBOL）。这些密度跳跃可能会引起站立或振荡激波阵面。在硬光谱状态期间，进入流具有可忽略的粘度，导致与开普勒圆盘分量相比更多的亚开普勒分量。我们表明，我们的模拟流动的冷却和可忽略的粘度产生精确的两个冲击和强大的超音速风从这些边界层。我们发现，物质的特定角动量决定了这些冲击的位置和振荡的性质。对于低角动量流，径向振荡似乎是首选。对于具有较高角动量的流动，垂直振荡似乎成为主导。在所有的情况下，不对称w.r.t.可以看到Z=0平面，由于流入和流出强风的相互作用，不稳定性开始出现。我们的结果捕捉低和高频率的准周期振荡，而不调用磁场或任何进动机制。最重要的是，这些解直接证实了风主导的大质量X射线双星的观测特征，如Cir X-1。
2019-02-14 astro-ph.HE
QPO frequency derivative - frequency correlation indicates non-Keplerian boundary layer with a maximum in rotation rate
在4U 1636-53中首次观测到的千赫QPO的频率和频率导数的绝对值之间的相关性是吸积盘边界层中存在非开普勒旋转速率的简单结果和指示。本文解释了所观察到的相关性，表明观测提供了强有力的证据，支持磁盘吸积模型的基本假设周围的慢旋转，即边界层匹配的开普勒磁盘的中子星磁层。
2016-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of Accretion Flow Dynamics on Gas-dynamical Black Hole Mass Estimates
在低的红移，大多数的超大质量黑洞（SMBH）的质量估计是从模拟恒星运动学或电离气体动力学在星系核附近。对于大的早型星系，恒星运动学模型预测更高的质量比气体动力学模型。在M87的情况下，该差异大于2 $σ$。气体动力学建模的关键是假设气体的基本动力学状态：它位于圆形开普勒轨道上，可能有一些额外的湍流压力支持。这与低吸积率SMBH的气体流动模型不一致，也与银河系中心的观测结果不一致。我们提出了一个简单的非开普勒气体盘模型，并探讨其对SMBH质量测量的影响。我们发现，一个较大的中心黑洞与气体经历少量的次开普勒运动可以产生类似的模型，只包含圆形开普勒运动和较低的黑洞质量的速度曲线。然而，这些非开普勒模型与低质量开普勒模型的区别主要是通过测量的速度分散，其中非开普勒模型产生更高和更窄的峰值分散。远离星系中心，但仍然在环核气体盘内，非开普勒模型也通过速度曲线的移动与开普勒模型区分开来。本文提出的速度模型能够解决电离气体动力学质量估计与恒星运动学质量估计之间的矛盾，适用于一般SMBH的气体动力学质量估计。
2019-09-04 astro-ph.HE
MAD-Accretion Scenario in High-Mass X-Ray Binaries with Neutron Stars
本文研究了高质量X射线双星中子星的星风吸积，提出了准球形吸积、开普勒盘及磁制动盘（MAD）吸积图像的形成判据，发现中子星平衡自转周期受伴星星风磁化程度影响，可相差数个数量级。
2025-05-15 astro-ph.HE
A model for upper kHz QPO coherence of accreting neutron star
{We从理论上研究了低质量X射线双星（LMXB）中双千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的相干性。上kHz QPO的配置文件，解释为开普勒频率，归因于kHz QPO发射区域的径向范围，与过渡层在磁层-磁盘边界，这对应于上kHz QPO的相干性。将理论模型应用于五个环礁和五个Z源的观测资料，得到了一致性。
2011-01-29 astro-ph.HE
Jet launching and field advection in quasi-Keplerian discs
在黑洞、中子星和年轻的正在形成的恒星周围观察到自限喷流的事实表明，喷流发射机制独立于中心物体的性质，即周围的吸积盘。简要介绍了喷流发射盘（JEDs）的特性。有人认为，在α处方的湍流（异常粘度和扩散），稳态问题已经得到解决。用于发射射流的条件是非常严格的，并且需要大尺度磁场$B_z$接近于与总（气体和辐射）压力均分。供给射流的总功率随着椎间盘厚度的增加而减小：具有$h\sim r$的脂肪ADAF样结构不能驱动超Alfvénic射流。然而，也存在热的、光学薄的JED解决方案，它们在观测上与ADAF非常相似。最后，有人认为，在大规模的磁$B_z$领域的变化是第二个参数，需要解释的磁滞周期中看到的LMXB（第一个将是$\dot M_a$）。
2011-01-12 astro-ph.HE
The FAST Galactic Plane Pulsar Snapshot survey: VIII. 116 binary pulsars
本文基于FAST银道面脉冲星快照巡天，报告了116颗新发现双星脉冲星的开普勒参数及29颗脉冲星的计时解，并测量了两个双中子星系统的后开普勒参数以确定其总质量。
2025-02-06 astro-ph.HE
Magnetic fields in late-stage proto-neutron stars
我们探讨了晚期原中子星的热结构和磁场结构。我们发现在恒星的不同区域的熵的主要贡献，从我们建立一个简化的状态方程的热中子星。有了这个，我们数值求解恒星平衡方程，找到一系列的模型，包括磁场和旋转到开普勒速度。我们近似状态方程作为一个正压，并讨论了这一假设的有效性。对于固定的磁场强度，感应椭圆率随温度的增加，我们给出了定量的公式。对于较热的恒星，开普勒速度要低得多，这可能会为非回收的NS设定一个事实上的最大旋转速率，远低于1 kHz。强于$10^{14}$ G周围的磁场在热中子星和冷中子星中子星中具有定性相似的平衡态，具有大尺度的简单结构，极向场分量在环向场分量上占主导地位，我们认为这一结果可能是普遍的。我们表明，截断磁场的解决方案在低多极导致严重的不准确性，特别是对于快速旋转或强环形场分量的模型。
2021-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Insights Into Neutron Stars From Gravitational Redshifts and Universal Relations
本文提出了中子星引力红移背景下的新普适关系，利用三个观测源的红移数据理论估计了多种物理量，并发现该预测对低不确定性观测高度可靠，同时指出部分参数的普适性存在违反且最大引力红移不超过0.763。
2025-08-09 astro-ph.HE
The Masses of Isolated Neutron Stars Inferred from the Gravitational Redshift Measurements
对于双星系统中的某些中子星，质量已经得到了精确的测量。而对于孤立的中子星，还没有质量测量的报道。由于中子星内部成分探测器（NICER）的成功运行，这种情况很快就会改变，它可以同时测量孤立PSR J 0030 +0451的半径和质量。对于大多数INS，由于观测限制，不可能对NICER进行质量测量。受益于最近取得的重大进展，约束状态方程的NS，在这项工作中，我们提出了一种方法来估计的质量与测量的引力红移的INS。我们将我们的方法应用于RX J1856.5-3754，RX J0720.4-3125和RBS 1223，这三个成员是“壮丽七”（M7），并估计它们的质量分别为$1.24_{-0.29}^{+0.29}M_{\odot}$，$1.23_{-0.05}^{+0.10}M_{\odot}$和$1.08_{-0.11}^{+0.20}M_{\odot}$。这些质量是一致的，与二进制NS系统，这表明没有证据表明这些孤立的对象经历了显着的吸积。
2020-01-08 astro-ph.HE
Searching for redshifted 2.2 MeV neutron-capture lines from accreting neutron stars: Theoretical X-ray luminosity requirements and INTEGRAL/SPI observations
本文建立预测强磁化吸积中子星红移2.2 MeV中子俘获线最佳X射线光度的理论框架，并分析INTEGRAL/SPI观测；未探测到谱线，给出3σ上限，指出未来MeV任务需约两个数量级的灵敏度提升。
2024-09-09 astro-ph.HE
On the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar M82 X-2
超亮X射线脉冲星M82 X-2的发现引起了人们对吸积中子星性质的热烈讨论。在以往的研究中，中子星的磁场是根据标准的薄磁化吸积盘模型，从观测到的自旋上升/下降速率导出的。然而，在超爱丁顿吸积下，吸积盘的内部变得几何厚。在这项工作中，我们考虑了来自中子星的辐射反馈和厚盘中的亚开普勒旋转，并计算了测量的自旋变化率的磁矩-质量吸积率关系。我们发现导出的中子星偶极磁场依赖于所采用的最大吸积率，但可能是$\lesssim 10^{13}$ G。预测的吸积率变化可以用来测试所提出的模型与观测比较。
2017-04-01 astro-ph.HE
Gravitational Redshift for Rapidly Rotating Neutron Stars
University of Alberta（阿尔伯塔大学）
本文提出修正快速旋转中子星引力红移计算中的误差，以提高X射线脉冲星观测数据的准确性。
2025-10-14 astro-ph.HE
Post-Keplerian waveform model for binary compact object as sources of space-based gravitational wave detector and its implications
该研究提出一种后开普勒波形模型，用于描述双致密天体作为天基引力波探测器源的引力波信号，通过开普勒轨道元素及其绝热变化参数，可确定双星物质动力学并约束引力理论。
2023-06-18 astro-ph.HE gr-qc
A Redshifted Inner Disk Atmosphere and Transient Absorbers in the Ultra-Compact Neutron Star X-ray Binary 4U 1916-053
超致密X射线双星中的极小吸积盘是研究盘吸积和外流的特殊实验室。我们报告了三组新的（250 ks）和档案（50 ks）的钱德拉/HETG观测的“浸渍”中子星X射线二进制4U 1916 $-$ 053，它的轨道周期为$P\simeq 50$ ~分钟。我们发现，在所有三个光谱中的大部分吸收起源于一个磁盘大气，是红移的$v\simeq 220-290$ $\text{km}$ $\text{s}^{-1}$，对应于引力红移半径为$R \sim 1200$ $GM/{c}^{2}$。这种位移存在于最强，最高度电离的线（Si XIV和Fe XXVI）中，其意义为5 PDMATHAMT。在倾斜事件中观察到的吸收线（通常与最外层的盘有关）没有显示速度变化，并作为当地的静止标准，这表明红移是内部盘大气固有的，而不是由于星系的径向运动或反冲。在两个光谱中，也有证据表明，一个更强烈的红移分量，将对应于一个磁盘大气在$R \sim 70$ $GM/{c}^{2}$ ;这一组成部分是显着的3 $σ$水平。最后，在一个光谱中，我们发现了盘风的证据，蓝移为$v = {-1700}^{+1700}_{-1200}$ $\text{km}$ $\text{s}^{-1}$。如果是真的，这种风需要磁力驱动。
2020-08-03 astro-ph.HE
Isolated and Binary Neutron Stars in Dynamical Chern-Simons Gravity
我们研究了动力学Chern-Simons引力场中孤立和双星中子星。该理论通过引入与庞特里亚金密度耦合的动态标量场来修正爱因斯坦-希尔伯特作用量。在这里，我们把这个理论作为一个有效的模型，工作在陈-西蒙斯耦合的领导秩序。首先，我们构造孤立的中子星的解决方案，在缓慢的旋转展开到二阶自旋。我们发现，孤立的中子星获得一个标量偶极电荷，纠正其自旋角动量的线性顺序的自旋和纠正其质量和四极矩的二次顺序的自旋，作为测量的观察者在空间无限远。然后，我们考虑中子星双星是广泛分离，并解决他们的轨道演化在这个修改后的理论。我们发现后开普勒参数的演变是修改，与近星点前进的速度是占主导地位的修正在第一后牛顿秩序。最后，我们将这些结果应用到观测到的天体上，目的是对动态陈-西蒙斯引力进行约束。我们发现对观测质量的修正与中子星状态方程是简并的，这使我们无法用毫秒脉冲星J1614-2230的推断质量来检验理论。我们还发现，后开普勒参数的修正太小，即使是从双双星脉冲星J 0737 -3039的数据，今天也无法观察到。我们的研究结果表明，脉冲星观测目前还不能约束动力学陈-西蒙斯引力，因此，引力波观测可能是在不久的将来严格约束这一理论的唯一途径。
2016-04-12 astro-ph.HE gr-qc
New quasi-universal relations for static and rapid rotating neutron stars
在过去的几十年里，人们提出了许多中子星的不同全局物理量之间的普适关系，以约束中子星的不可观测或难以观测的性质。但很少有与引力红移或引力结合能有关的，特别是对于快速旋转的中子星。在这里，我们将集中讨论与这两个量有关的普遍关系。基于正常或混合中子星微观核多体理论预言的11个状态方程，提出了静态、一般转动和开普勒转动3种转动情况下的一组新的准普适关系.这些新的准普适关系为约束或估计中子星的不可观测或难以观测的性质提供了一种可能的途径。
2020-08-07 astro-ph.HE gr-qc
The Moving Hotspots model for kHz QPOs in accreting neutron stars
近几年来对中子星吸积的三维MHD模拟表明，吸积流的足迹（热点）随时间而变化。两种不同的吸积，即漏斗流和赤道吸积产生的不稳定性在内部磁盘，产生不同的运动的热点。漏斗流产生的热点围绕磁极移动，而不稳定性产生的其他热点随机出现，并沿着赤道或略高于赤道移动。两个热点的角速度不同，赤道热点的角速度较高，而在内部区域都接近开普勒速度。用蒙特卡罗模拟对这些热点的光变曲线进行建模，结果表明，如果观察到这些热点，它们在功率谱中产生的特征是QPO加上低频分量。如果我们假设漏斗流热点是较低kHz QPO的起源，而不稳定性是较高kHz QPO的起源，那么它们的频率、一般行为和特征正确地描述了kHz QPO的大部分性质。
2010-10-31 astro-ph.HE
The Bulk Properties of Isolated Neutron Stars Inferred from the Gravitational Redshift Measurements
本研究采用含最新中子星质量-半径观测约束的三个物态方程模型（含一阶强相变模型），更新三颗孤立中子星的引力质量等整体性质估算，发现新约束更严格、质量约大0.1倍太阳质量，相变对结果影响甚微。
2024-03-08 astro-ph.HE
Evidence for Magneto-Levitation Accretion in Long-Period X-ray Pulsars
对观测到的长周期X射线天体的自旋演化的研究挑战了准球形和开普勒盘吸积的假设。结果表明，中子星的磁层半径远小于Alfven半径，吸积物质对中子星的自旋下降力矩大大超过理论预测值.我们表明，这些问题可以避免，如果化石磁场的吸积流本身被纳入吸积模型。在这种情况下，最初的球形流被自己的磁场减速，并转化为非开普勒盘（磁板），其中材料被其固有的磁场限制（“悬浮”），并在扩散时间尺度上缓慢地向恒星移动。在这种磁悬浮吸积的情况下预期的行星参数进行了评估。
2014-01-08 astro-ph.HE
Imprints of the redshift evolution of double neutron star merger rate on the signal to noise ratio distribution
建议的第三代引力波（GW）干涉仪，如宇宙探测器，将有灵敏度观察双中子星（DNS）合并高达红移$\sim 5$与良好的信噪比。我们认为，共动的空间分布的DNS合并留下了独特的印记上的统计分布的信噪比（SNR）检测到的DNS合并。因此，DNS合并的SNR分布将有助于一个新的探针的红移演化独立的光度距离测量。我们考虑由第三代探测器Cosmic Explorer探测到的DNS合并，研究不同可能的红移演化模型的DNS的SNR分布，并采用Anderson Darling p值统计来证明这些不同模型之间的可互换性。我们发现，在宇宙探索者时代的几百个DNS合并将使我们能够区分不同的红移演化模型。
2020-04-27 astro-ph.HE gr-qc
Theoretical constraints on properties of low-mass neutron stars from EOS of inner crust matters
利用四种典型的内壳物质状态方程，从理论上研究了低质量中子星性质的约束。根据致密星质量-半径序列中中子星与白矮星之间存在较大差距这一事实，明确指出了致密星的中心密度与恒星半径的禁区，即在$10^{12}~kg/m^3$ ~ $10^{17}~kg/m^3$范围内，自然界中不存在中心密度的致密星。也没有半径在400公里到2000公里之间的致密星。结果表明，对于中心密度为亚核密度的低质量中子星，恒星质量主要取决于高密度区状态方程的软度（$ > 10^{16}~\textrm{kg.m}^{-3}$），而恒星半径则取决于低密度区状态方程的软度（$ < 10^{16}~\textrm{kg.m}^{-3}$）.对于质量接近最小质量的稳定中子星，开普勒周期为几百毫秒，转动惯量为$10^{37} kg\cdot m^{2}$数量级，表面引力红移为$10^{-4}$数量级。
2017-07-01 astro-ph.HE
Semi Universal relation to understand matter properties at neutron star interiors
关于中子星中心是否存在夸克物质，目前仍有争论。这项研究定义了一些半经验参数，量化的发生和数量的夸克物质在恒星内部。这些参数显示了所有业务系统之间的半普遍关系。其中一个参数取决于开普勒质量-半径曲线相对于静态质量-半径曲线的偏移，并表明它在所有地球轨道上都是一个常数。Z参数显示了潮汐变形性如何依赖于恒星的夸克含量和EoS的刚度。恒星的夸克含量也影响着恒星的致密性，它的依赖性几乎是普适的。经验参数给出了恒星夸克含量的界限，并表明如果夸克含量增加，恒星很可能坍缩成黑洞。可以看出，PT后质量和半径的变化与母体NS的质量成线性比例。给定强子EoS、袋常数和夸克耦合常数，我们可以得到中子星的临界质量和混合星的最大质量，而没有任何重子质量损失的相变。
2021-08-10 astro-ph.HE
Evidence for Atomic Absorption Features in the High Resolution X-ray Spectrum of the Neutron Star in Puppis A
Columbia University（哥伦比亚大学）；Washington University in St. Louis（圣路易斯华盛顿大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Observatoire de la Cote d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
研究通过高分辨率X射线谱发现脉冲星RX J0822-4300的原子吸收线，结合模型大气计算确认氧和氖的高离子化态吸收特征，并通过光谱确认磁场强度及引力红移，首次获得中子星半径和质量的纯光谱估计值。
2026-03-14 astro-ph.HE
Gravitational-wave luminosity of binary neutron stars mergers
利用大样本的数值相对论模拟，在不同的双星参数和输入物理条件下，研究了准圆中子星合并的引力波峰值亮度和辐射能量。所有双星的峰值光度可以用质量比和首阶后牛顿潮汐参数单独描述。导致迅速坍缩成黑洞的并合具有最大的峰值亮度。然而，每单位质量的最大能量是由产生超大质量中子星或大质量中子星残骸的合并辐射的。我们对双中子星合并事件的引力波光度进行了定量分析，并对这些事件的辐射能量和剩余角动量设定了上限。我们发现，有一个经验的普遍关系连接的总引力辐射和角动量的残骸。我们的结果限制了残余黑洞的最终自旋，同时也表明了稳定的中子星残余黑洞具有超开普勒角动量。
2017-12-12 astro-ph.HE gr-qc
Parallel tracks as quasi-steady states for the magnetic boundary layers in neutron-star low-mass X-ray binaries
低质量X射线双星（LMXB）中的中子星通常被认为是弱磁化的天体，从它们的低质量伴星中吸积物质形成圆盘。虽然与年轻的中子星系统相比，LMXB中的中子星磁层很弱，但在确定光谱和时间特性之间的相关性方面可以发挥重要作用。在千赫准周期振荡频率与X射线通量的关系平面上出现的平行径迹可以作为研究中子星大磁超星系中磁层-盘相互作用的工具。对于动力学上重要的弱场，在中子星表面附近截断的最内层盘上形成非开普勒磁边界层的可能性很大。这样的边界区域可以具有kHz范围内的频率的振荡模式。我们使用kHz QPO的边界区域模型生成平行轨道。我们还提出了我们的模型的直接应用，如4U 1608- 52，4U 1636- 53，和Aql X-1的单个源的观察到的平行轨道的再现。我们揭示了如何径向宽度的边界层必须改变每个源的长期通量演变再生的平行轨道。对于不同的源，径向宽度的运行看起来相似，并且可以通过描述边界区域长期平均稳定行为的通用模型函数来拟合。平行轨迹则对应于源可以在平均趋势周围占据的可能的准稳态。
2017-10-04 astro-ph.HE
Effect of symmetry energy on properties of rapidly rotating neutron stars and universal relations
本研究探讨了在Keplerian旋转极限下，对称能参数变化对致密星性质及I-Love-Q型普适关系的影响，发现该普适关系在快速旋转条件下依然有效，支持其在引力波观测建模中的应用。
2025-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A magnetar-powered X-ray transient as the aftermath of a binary neutron-star merger
已知中子星-中子星合并与短伽马射线暴有关。如果中子星状态方程足够刚性，至少一些这样的合并将留下超大质量甚至稳定的中子星，其在强磁场下快速旋转（即，磁星）。这样的磁星特征可能已经被观察到，作为短伽马射线暴的一个很好的分数（高达50%）后的X射线平台，它已被预期，人们可能会观察到短伽马射线暴-少X射线瞬变供电的双中子星合并。最近发现一个快X射线瞬变（CDF-S XT 1）与一个红移未知的微弱宿主星系有关。它的X射线和宿主星系特性允许几种可能的解释，包括离轴观察到的短伽马射线暴，高红移时的低光度伽马射线暴，或涉及中等质量黑洞和白矮星的潮汐破裂事件。在这里，我们报告了第二个X射线瞬变，CDF-S XT 2，这是与一个星系在红移z = 0.738。光变曲线完全符合毫秒磁星的动力。更有趣的是，CDF-S XT 2位于其恒星形成宿主星系的外围，与星系中心有适度的偏移，就像短爆发经常发生的那样。估算的相似X射线瞬变事件率密度，当校正到本地值时，是一致的双中子星合并率密度推断从GW 170817的检测。
2019-04-10 astro-ph.HE
Constraints on the mass and radius of neutron stars from X-ray observations
本文简要介绍了利用X射线测量中子星质量和半径的方法。中子星的质量和半径可以通过低质量X射线双星的光球半径膨胀爆发、吸积X射线双星的X射线脉冲轮廓模拟、低质量X射线双星的引力红移测量和静止低质量X射线双星的热X射线谱拟合来确定。
2015-12-22 astro-ph.HE
Probing the accretion disc structure by the twin kHz QPOs and spins of neutron stars in LMXBs
分析了12颗低质量X射线双星（中子星）的双KHz准周期振荡（KHzQPO）辐射半径与同旋半径之间的关系。我们发现这些源的平均共旋半径为rco约32 km，并且所有的双KHz QPO的发射位置都位于共旋半径之内，表明双KHz QPO是在自旋上旋过程中形成的。结果表明，双KHz准周期振荡的上限频率比NS自旋频率高出10%以上，这可能是吸积物质的开普勒运动与NS自旋之间存在临界速度差的原因，该临界速度差对应于双KHz准周期振荡的产生。此外，我们还发现约83%的双kHz准等离子体在15-20 km的半径范围内成团，这可能是受到NS的硬表面或局部强磁场的影响。作为一个特例，SAXJ1808.4 -3658显示出r = 21-24 km的双KHz类星体的较大发射半径，这可能是由于它的吸积速率较低或测量的NS质量较小（< 1.4太阳质量）。
2017-01-09 astro-ph.HE
Effect of spin on the inspiral of binary neutron stars
我们进行长期的模拟自旋双星中子星，我们的最高无量纲自旋是$χ\sim 0.32$。为了评估自旋在内旋过程中的重要性，我们改变了自旋，并使用了两个状态方程，一个是由普通的核物质组成并产生致密恒星（SLy），另一个是包含核物质和夸克物质并产生更大恒星的混合状态方程（ALF 2）。使用高分辨率的网格间距$Δx\sim 98$ m的最精细的细化水平，我们发现，自旋的影响，在一个二元系统的相位演化可以大于一个来自潮汐力。我们的计算表明，虽然潮汐效应是占主导地位的小自旋（$\lesssim 0.1$），这不再是真的，当自旋较大，但仍然远远小于开普勒极限。
2019-05-31 astro-ph.HE gr-qc
On The Origin of Supernova-Less Long Gamma Ray Bursts
在小红移$(z<0.15)$处，没有关联的亮超新星（SNe）的长持续时间伽马射线暴（GRB）的比例与关联SNe的GRB相当。我们发现，它们的X射线余辉和X射线余辉的大多数附近的$(z<1)$伽玛暴没有一个确认的协会与SNe，以及复制的发射高度相对论性的喷流在SN-少出生的毫秒双星在中子星合并或通过相变的中子星夸克星质量吸积后，在紧凑的双星。然而，如此大比例的具有脉冲星样余辉的伽玛暴延伸到非常大的红移$(z>4)$，有利于相变的中子星夸克星的高质量X射线双星（HMXB），而不是合并的中子星，作为SN-少伽玛暴的起源。
2017-10-06 astro-ph.HE
Redshift factor and diffusive equilibrium of unbound neutrons in the single nucleus model of accreting neutron star crust
利用球胞的Wigner-Seitz近似，我们重新分析了一个广泛使用的吸积中子星壳的单核模型。我们计算地壳内的β不平衡，这是相当大的，这意味着中子和重子化学势，$μ_n$和$μ_{\rm b}$，是不相等的。我们还包括非平衡反应，由物质压缩驱动，并在反应层中进行。在反应层之间的壳层中，时空度规分量$g_{00}=e^{2Φ}$的$e^Φμ_n$的恒定性是不适用的，因为单个电子捕获被阻挡，所以中子分数是固定的，因此中子不是地壳物质的独立分量。在反应层之间的壳层中没有中子扩散，这是由于这些壳层中中子分数（浓度）的恒定性。在反应层中，由中子分数梯度产生的向外的力被作用在未束缚中子上的向内的引力所平衡。忽略反应层的厚度与壳层厚度的比较，我们得到条件$e^{Φ(r)}f_Q(r)g(r)=$常数，其中$g$是每个核子的吉布斯能，在反应表面上经历不连续的下降，和$f_Q(r)g(r)={\widetilde{g}}(r)$是一个连续的函数，由于因子$f_Q(r)$取消了$g(r)$中的不连续性（下降）。函数$f_Q(r)$使用Tolman-Oppenheimer-Volkov方程从具有不连续性的状态方程（EOS）获得的$f_Q(P)$和$g(P)$计算。$e^{Φ(r)}{\widetilde{g}}(r)$的常数是标准关系式$e^{Φ(r)}{μ}_{\rm b}(r)=$常数的推广，适用于催…
2020-02-28 astro-ph.HE nucl-th
Uniformly rotating neutron stars
在这一章中，我们回顾了最近的结果静态和均匀旋转的中子星的平衡位形的Hartle形式主义。我们从Belvedere等人（2012，2014）制定和扩展的Einstein-Maxwell-Maxwell as-Fermi方程开始。我们演示了如何进行这些方程的数值积分不同的中心密度${\it ρ}_c$和角速度$Ω$和计算静态$M^{stat}$和旋转$M^{rot}$质量，极性$R_p$和赤道$R_{\rm eq}$半径，偏心率$ε$，转动惯量$I$，角动量$J$，以及四极矩$Q$的旋转配置。为了满足旋转中子星的稳定性判据，我们考虑了开普勒质量脱落极限和轴对称长期不稳定性。在此基础上，我们构造了新的质量-半径关系，计算了中子星的最大质量和最小自转周期（最大频率）。最后，我们比较和对比我们的结果的全球和本地的中子星模型。
2016-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Measuring the delay time distribution of binary neutron stars. II. Using the redshift distribution from third-generation gravitational wave detectors network
我们研究了当前和第三代引力波（GW）探测器的能力，以确定延迟时间分布（DTD）的双中子星（BNS）通过直接测量的BNS合并率作为红移的函数。我们假设的DTD遵循幂律分布的斜率$Γ$和最小合并时间$t_{\rm min}$，也允许每单位恒星质量的整体BNS形成效率变化。通过卷积的DTD和质量效率与宇宙恒星形成的历史，然后与GW探测器的能力，我们探索两个相关的制度。首先，对于目前这一代的GW探测器，这是只敏感的本地宇宙，但可以通过识别电磁同行和宿主星系，导致精确的红移测定，我们表明，DTD参数强烈退化的未知质量效率，因此不能确定唯一的。第二，对于第三代探测器，如爱因斯坦望远镜（ET）和宇宙探测器（CE），这将检测BNS合并在宇宙学距离，但与红移的不确定性固有的GW只检测（$δ(z)/z\approx 0.1z$），我们表明，DTD和质量效率可以很好地约束到10%以上的一年的观测。这种通过直接映射BNS合并红移分布来确定DTD的长期方法将通过$z\approx 0$的BNS合并宿主星系的特性对DTD进行更多的短期研究来补充（Safarzadeh & Berger 2019）。
2019-05-20 astro-ph.HE gr-qc
Empirical neutron star mass formula based on experimental observables
本文导出了中心密度小于核饱和密度3倍的中子星的质量和引力红移随中子皮厚度或$ {}^{208} \mathrm{Pb} $或$ {}^{132} \mathrm{Sn} $的偶极极化率的函数关系式，特别着重讨论了Skyrme型的8种有效相互作用.利用我们的公式可以在$ \approx 10 \, \% $误差范围内估算出中子星的质量和引力红移，而结合推导的公式，也可以在$\%$误差范围内估算出中子星的半径.根据所得的经验公式，我们发现中子星的质量和半径对$ {}^{208} \mathrm{Pb} $的中子皮厚度比对$ {}^{208} \mathrm{Pb} $或$ {}^{132} \mathrm{Sn} $的偶极极化率更敏感。
2023-03-07 astro-ph.HE nucl-th
Reconstruction of fast-rotating neutron star observables with the neural network
College of Artificial Intelligence, Suzhou Chien-Shiung Institute of Technology（苏州健雄职业技术学院人工智能学院）；RIKEN Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所交叉理论与数学科学中心）；Institute for Physics of Intelligence, The University of Tokyo（东京大学智能物理研究所）；Center for Computational Relativity and Gravitation, Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院计算相对论与引力中心）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学汤川龙思研究院）
本文提出一种因果卷积神经网络，用于高效重建中子星在不同旋转状态下的可观测属性，通过生成数据集并训练模型，显著提升了计算效率。
2026-04-07 astro-ph.HE gr-qc
Simultaneous Inference of Neutron Star Equation of State and the Hubble Constant with a Population of Merging Neutron Stars
我们开发了一种方法来实现一个建议，利用知识的中子星（NS）的状态方程（EoS）推断的哈勃常数从人口的二进制中子星（BNS）合并。这种方法对于在没有红移的情况下利用BNS作为标准塞壬是有用的。来自致密天体双星的引力波（GW）信号提供了它们光度距离的直接测量，但不是它们的红移。与过去不同的是，在这里，我们采用了一个现实的EoS参数化的贝叶斯框架，同时测量的哈勃常数和细化的EoS参数的约束。红移的不确定性取决于EoS的不确定性和从GW数据估计的质量参数。结合BNS红移和相应的光度距离，建立了红移-距离关系，并由此推导出哈勃常数。在这里，我们证明了在宇宙探测器时代，人们可以测量哈勃常数到$\lesssim 5\%$的精度（有一个$90\%$可信区间），同时考虑到它们的EoS参数的不确定性。这样的测量可以潜在地解决当前对早期和晚期宇宙的哈勃常数测量中的紧张局势。在这项工作中实施的方法展示了一个全面的处方推断NS EoS和哈勃常数，同时结合GW的观测合并NS，同时采用一个简单的人口模型NS群众和保持合并率NS常数红移。这种方法可以立即扩展到合并率，人口属性，和其他宇宙学参数。
2022-12-30 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
The spin parameter of uniformly rotating compact stars
本文在广义相对论中研究了匀速转动中子星和夸克星的无量纲自旋参数$j (= c J/ (G M^2))$。我们数值计算表明，在开普勒频率旋转的中子星的自旋参数的最大值是$j_{\rm max} \sim 0.7$的广泛的一类现实的状态方程。如果中子星的质量大于约$1 M_\odot$，这个上限对中子星的质量不敏感。另一方面，由MIT袋模型模拟的夸克星的自旋参数可以大于1，并且没有一个普遍的上限。它的值也很大程度上取决于袋常数和恒星的质量。我们的发现的天体物理学意义将被讨论。
2011-01-21 astro-ph.HE gr-qc
Cosmology with Binary Neutron Stars: Does Mass-Redshift Correlation Matter?
本研究使用COMPAS代码生成双中子星并合星表，探究假设BNS质量分布不随红移演化对宇宙学参数推断的影响，发现其偏差极小，证实BNS是下一代引力波探测器时代光谱警笛宇宙学的理想候选者。
2025-05-28 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Distinct Classes of Compact Stars Based On Geometrically Deduced Equations of State
我们利用超致密星的核-包层模型推导出的状态方程计算了类似中子星的致密天体的性质。这样的超密度恒星已经通过求解基于伪球和球对称时空几何的爱因斯坦方程进行了研究。将计算的恒星性质与基于核物质状态方程得到的结果进行了比较。从这里得到的质量-半径（$M-R$）关系，我们能够把致密星分为三类：（i）高度致密的自约束星，代表半径在9 km以下的奇异物质组成;（ii）软物质中子星，半径在9 ~ 12 km之间;其他性质，如开普勒频率，表面重力和表面重力红移也计算了所有这三种类型。本工作将有助于研究具有奇异物质成分的高度致密的类中子星。
2021-01-02 astro-ph.HE gr-qc
Rapidly spinning dark matter-admixed neutron stars
本研究建模了暗物质独立自转的均匀自转中子星，考察共转与反转情景下暗物质对质量-半径关系、开普勒极限和转动惯量等宏观性质的影响，为自相互作用暗物质的天体物理意义提供新见解。
2025-06-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Neutron star mass formula with nuclear saturation parameters for asymmetric nuclear matter
低质量中子星与核饱和参数直接相关，因为它们的中心密度肯定很低。我们已经找到了一个合适的核饱和参数组合来表示中子星质量和引力红移，即，具有对称核物质不可压缩性$K_0$和密度相关核对称能$L$的$η\equiv (K_0L^2)^{1/3}$。在这项研究中，我们新发现的另一个合适的组合，$η_τ\equiv (-K_τL^5)^{1/6}$与同位旋依赖的非对称核物质的不可压缩性，$K_τ$，导出的中子星质量和引力红移的经验关系作为$η_τ$和归一化的中心数密度的函数。利用这些经验关系式，可以在$\sim 10\%$精度范围内计算出中心数密度小于饱和密度3倍的中子星的质量和引力红移，在几个精度范围内计算出半径.此外，我们讨论了中子星质量和半径的限制，从地面实验，使用的经验关系，与那些从天文观测。此外，我们发现$η_τ$和$η$之间的紧密相关性。通过这种相关性，我们推导出对$K_τ$的约束为$-348\le K_τ\le -237$ MeV，假设$L=60\pm 20$和$K_0=240\pm 20$ MeV。
2022-10-21 astro-ph.HE nucl-th
Population Synthesis of Accreting Neutron Stars Emitting Gravitational Waves
本研究通过模拟合成吸积中子星族群的自转演化，评估了引力波（热山和不稳定的r-模式）能否解释低质量X射线双星中子星自转低于开普勒解体频率的现象，发现引力波能提供观测到的自转分布，但难以区分具体机制。
2019-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Short GRB Host Galaxies. II. A Legacy Sample of Redshifts, Stellar Population Properties, and Implications for their Neutron Star Merger Origins
我们提出了69个短伽玛射线暴（GRB）的宿主星系，代表最大的统一建模的样本日期的恒星星族的性质。使用勘探恒星星族推断代码，我们共同适合每个宿主星系的光度和/或光谱。我们发现一个人口中位数红移$z=0.64^{+0.83}_{-0.32}$（$68\%$信心），包括10个新的或修订的光度红移在$z\gtrsim1$。进一步得到了$t_m=0.8^{+2.71}_{-0.53}$陀螺的质量加权年龄中值，$\log(M_*/M_\odot)=9.69^{+0.75}_{-0.65}$的恒星质量，SFR= $1.44^{+9.37}_{-1.35}M_\odot$ yr $^{-1}$的恒星形成率，$\log(Z_*/Z_\odot)=-0.38^{+0.44}_{-0.42}$的恒星金属丰度，以及$A_V=0.43^{+0.85}_{-0.36}$ ~mag的尘埃衰减（68%置信度）。总的来说，大多数短伽玛暴主机是恒星形成（$\approx84\%$），与小部分的过渡（$\approx6\%$）或静止（$\approx10\%$）;然而，我们观察到一个更大的部分（$\approx40\%$）的静止和过渡主机在$z\lesssim0.25$，与星系演化相称。我们发现，短伽玛射线暴主机填充恒星形成的正常场星系的主要序列，但不包括许多高质量星系，这意味着他们的二进制中子星（BNS）合并的祖先是…
2022-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modified gravitational wave propagation and the binary neutron star mass function
修正引力波（GW）传播是修正引力中的一种普遍现象。它影响到从GW探测器测量的光度距离重建合并双星的红移，因此也影响到从观测到的（“探测器框架”）质量重建组成致密星的实际质量。我们表明，由于二进制中子星的质量分布的狭窄，这种效果可以提供一个明确的签名修改的重力，特别是对于红移探索的第三代GW探测器，如爱因斯坦望远镜和宇宙探测器。
2022-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Rapidly rotating hot nuclear and hypernuclear compact stars: integral parameters and universal relations
University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学）；Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究所）；Observatoire astronomique de Strasbourg, CNRS, Université de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡大学）；LUX, Observatoire de Paris, CNRS, Université PSL, Sorbonnes Universités（卢克斯，巴黎天文台，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，索邦大学）
本研究探讨了快速旋转热核和超核致密星的积分参数和普遍关系，分析了对称能变化对恒星性质的影响，并验证了多种普遍关系在不同方程状态下的有效性。
2026-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Profiles of spectral lines from failed and decelerated winds from neutron stars and black holes
我们计算了从致密天体（黑洞或中子星）流出的谱线的轮廓。我们假设，在短的加速阶段的流量的体积速度增加，然后迅速减少，形成一个失败的风。我们还研究了只减速的风。我们表明，根据相对强度的引力红移线轮廓从这样的风可能有几种类型：扭曲的P-天鹅座（发射和蓝移吸收）; W形（吸收-发射-吸收）和倒置的P-天鹅座（发射-红移吸收）。后一种情况是预期从吸积流的速度是向内的，但是，我们表明，倒P-天鹅座配置文件可以产生失败的风，只要线是在几十个史瓦西半径从紧凑的对象。
2011-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The properties of merging black holes and neutron stars across cosmic time
下一代地基引力波干涉仪将可能观测到双星黑洞（BBH）和双星中子星（BNS）的合并，分别使$z\gtrsim{}10$和$z\gtrsim{}2$红移。在这里，我们的性质合并BBH，BNS和中子星黑洞双星跨越宇宙时间的特点，人口合成模拟结合的Illustris宇宙学模拟。我们发现，合并紧凑的对象的质量不依赖于（或依赖于非常温和）的合并红移。即使是黑洞的质量分布也只是轻微地依赖于红移，因为起源于贫金属祖先（$Z\leq{}4\times{}10^{-3}$）的黑洞在整个宇宙时间内占了合并黑洞的全部数量。对于一个共包线效率的$α\ge{}3$，在最后一个Gyr中合并的黑洞质量分布与超过11 Gyr前合并的黑洞质量分布之间的主要区别是，在最后一个Gyr中有过量的重合并黑洞（$20-35$ M $_\odot$）。这种过量是由大规模BBH的较长延迟时间解释的。
2019-05-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Swift short gamma-ray burst rate density: prospects for detecting binary neutron star mergers by aLIGO
目前，只有30%的短伽马射线暴（SGRB）具有准确的红移，并且该样本由于{ \it Swift}检测SGRB的有限灵敏度而高度偏差。我们占主导地位的偏见来计算一个现实的SGRB率密度出$z = 0.5$使用{ \it Swift}样本的峰值通量，红移，和那些SGRB的光束角约束从X射线/光学观测。假设一个显着的比例的二进制中子星合并产生SGRB，我们计算的检测率下限和上限（1-180）每一年的一个先进的LIGO和处女座符合搜索。我们的检测率与使用银河系脉冲星观测和种群合成的外推是兼容的。
2012-06-22 astro-ph.HE gr-qc
Probing the redshift evolution and sub-populations of binary neutron stars with the Einstein Telescope
Universitá degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；Sorbonne Université（索邦大学）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理学研究所）；Institut Universitaire de France（法兰西学院）
通过模拟引力波事件目录和分层贝叶斯分析，研究下一代探测器如何约束双中子星的时延分布并识别其子群，发现数千事件可区分子群红移分布。
2026-06-26 astro-ph.HE gr-qc
