Resonant Cyclotron Scattering and Comptonization in Neutron Star Magnetospheres
在中子星磁层中，表面辐射的共振回旋散射可能会显著地改变出射光谱，并阻碍限制中子星性质的努力。非均匀磁场中非相对论性热等离子体的共振回旋散射具有一些不寻常的特征：（1）在高共振光学厚度的极限下，回旋共振层是半透明的，与非共振散射的情况形成鲜明对比。(ii)透射通量平均为康普顿上散射的~ $1+ 2 beta_T$，其中$β_T$是以光速为单位的典型热速度;反射通量平均具有初始频率。(iii)对于透射通量和反射通量，强度的色散随光学深度的增加而减小。(iv)出射光谱是明显的非浮游生物，而在表面产生的窄光谱特征可能会被擦除。本文导出了共振层间多重散射引起的表面普朗克辐射的半解析修正，并将此模型应用于反常X射线脉冲星1E1048.1 - 5937。我们的简单模型与黑体加幂律的“正则”磁星光谱模型一样适合。
2006-02-10 astro-ph
Resonant Oscillations and Tidal Heating in Coalescing Binary Neutron Stars
当潮汐驱动力的频率等于内禀g模频率时，合并中的中子星双星中的潮汐相互作用可以共振激发中子星的g模振荡。我们研究了冷中子星的g-模式振荡使用最近的微观核状态方程，在那里，我们确定自洽的声速和Brunt-Väisälä频率的核液核。与核稳定分层相关联的g模的性质敏感地依赖于压力-密度关系以及致密核物质的对称能。前十个g模的频率大约在$10-100$ Hz的范围内。在双星合并的最后几分钟，这些g模的共振激发导致从双星轨道到中子星的能量转移和角动量转移。角动量转移是可能的，因为即使在没有流体粘性的情况下也会产生动力学潮汐滞后。然而，由于g模式和潮汐势之间的耦合相当弱，共振期间的能量转移量和诱导的轨道相位误差非常小。g模的共振激发在中子星的潮汐加热中起着重要的作用。没有共振，粘性耗散只有在恒星接近接触时才有效。共振振荡导致耗散在更大的轨道分离。潮汐加热的实际量取决于中子星的粘性。利用微观粘度，我们发现中子星双星在接触之前被加热到温度$\sim 10^8$ K。
1994-04-25 astro-ph
Resonant Tidal Excitations of Inertial Modes in Coalescing Neutron Star Binaries
研究了中子星在双星旋进过程中惯性模的共振潮汐激发效应。对于小于100 Hz的自旋频率，与共振相关联的引力波形中的相移很小，并且不影响用于引力波检测的匹配滤波方案。对于更高的自旋频率，相移可以变得显著。大多数共振发生在与自旋频率相当的轨道频率上，因此只有在引力波的高频带（数百赫兹）才可能发生显著的相移。唯一的例外是一个单一的奇数位$m=1$模式，它可以被共振激发为错位的自旋轨道倾角，并可能出现在低频带（几十赫兹）的引力波和诱导显着（>> 1弧度）相移。
2006-07-06 astro-ph
X-Ray Observations of Low-Mass X-Ray Binaries: Accretion Instabilities on Long and Short Time-Scales
X射线追踪到在具有低质量同伴的双星中的致密物体上的吸积，其速率高达爱丁顿附近。在中子星上的高速率吸积经历了几天到几个月的时间尺度的周期。在较低的平均速率下，源是周期性的瞬变;经过数月到数年的静止，在几周内，盘的某一部分倾倒到中子星上。在持续的X射线通量中，接近1 kHz的准周期振荡证明了中子星表面附近的圆周运动。中子星可能在它们最内层的稳定圆形轨道内，X射线振荡反映了该区域的结构。长期变化向我们展示了吸积率范围内的现象。对于双星系统中的黑洞致密天体，盘流趋于瞬态状态。同样，在从吸积盘到黑洞的高速流动中，在吸积盘最里面的部分预期的频率范围内存在准周期振荡。中子星和黑洞系统之间存在差异，例如两个振荡频率对一个。对于这两种类型的紧凑对象有强烈的振荡低于100赫兹。对紧凑对象的性质的作用有不同的解释。
2001-01-27 astro-ph
Discovery of Millisecond Variability in the Neutron-Star X-Ray Transient SAX J1750.8-2900
我们报告了在X射线瞬态SAXJ1750.8 -2900中发现的X射线发射的毫秒振荡。毫秒准周期振荡（kHz QPO）存在于持续发射的频率范围从543 Hz至1017 Hz。在观察到的最亮的X射线爆发中存在频率为600.75 Hz的振荡。我们从这个X射线爆发中推导出源距离的上限为6.3 +/- 0.7 kpc。
2002-04-24 astro-ph
Quasi-periodic oscillations: Resonant shear Alfv`en waves in neutron star magnetospheres
本文基于中子星磁层中振荡的磁流体动力学模式，提出了一个新的准周期振荡模型。我们认为，与磁层的相互作用的吸积盘可以激发共振剪切Alfven波在区域的密度梯度增强，该区域的吸积材料沿磁层中的磁场线流动。我们证明，取决于该地区的距离，从恒星和磁场强度，场线共振的频率范围可以从几赫兹（较弱的领域，远离恒星），约kHz的频率（较强的领域，~ 2-10恒星半径从恒星）。我们表明，这种振荡能够显着调制流入的物质从高密度区域向恒星的表面，并可能产生所观察到的X射线光谱。此外，我们发现，观察到的2：3的QPO的频率比是我们的模型的自然结果。
2005-03-01 astro-ph
Rayleigh - Taylor Gravity Waves and Quasiperiodic Oscillation Phenomenon in X-ray Binaries
在X射线双星[黑洞、中子星（NS）、白矮星]中，致密天体上的吸积以不均匀的流密度剖面为特征。在重力和压力梯度存在下的这种非均匀性效应表现出Raylegh-Taylor重力波（RTGW）。它们应被视为准周期波振荡（QPO）。在本文中，我表明，主要QPO频率，这是非常接近的开普勒频率，分裂成单独的频率（混合动力和低分支）的影响下，在旋转参考系的引力。观察到的低和高QPO频率是RTGW的固有特征。我阐述了RTGW振荡稳定时的密度分布的条件。QPO观测的推断QPO频率的比较。我发现从NS双星中检测到的百赫兹频率可以被识别为RTGW低分支频率。我还预测，当压力梯度和浮力被抑制时，观察者可以在NS长（超）爆发事件中看到双NS自旋频率。科里奥利力是唯一作用在旋转参考系中的力，它的存在会导致频率为NS自旋两倍的完美相干脉动。
2002-11-26 astro-ph
Molecular Dynamics Simulation of Shear Moduli for Coulomb Crystals
在磁星巨耀斑的准周期振荡中可能观测到中子星的扭（剪）振。这些模态的频率依赖于中子星地壳的剪切模量。我们用分子动力学模拟计算了库仑晶体的剪切模量。我们发现，电子屏蔽减少了约10%的剪切模量相比，以前的绪方等人。结果。我们的MD模拟可以扩展到计算杂质和/或多晶结构对剪切模量的影响。
2008-12-15 astro-ph
Torsional shear oscillations in the neutron star crust driven by restoring force of elastic stresses
本文给出了具有Hookean弹性回复力的固体力学正则方程所支配的均匀和非均匀中子星壳模型中扭转剪切振动本征频率问题的几种精确解。特别注意的是大的lengthscale nodeless轴对称差分旋转振荡，这是在球极坐标反映真实几何的中子星地壳处理制度。突出显示的是频率的解析形式和数值估计之间的区别，计算作为多极度的无节点扭转振荡和分数的地壳深度的函数，所造成的不同的边界条件施加在材料位移的环向场。考虑模型的准周期振荡的相关性，最近发现在耀斑的SGR 1806-20和SGR 1900+14，进行了讨论。
2007-09-04 astro-ph
Twin-peak quasiperiodic oscillations as an internal resonance
两个相互关联的峰出现在几个黑洞候选者的X射线光变曲线的高频功率谱。我们进一步探讨的想法，一个非线性共振机制，在强引力制度，是负责这些准周期振荡（QPO）。通过扩展Rebusco的多尺度分析，我们构建了二维相空间截面，这使我们能够识别不同的拓扑结构，并遵循双峰的演化轨迹。这表明，原来的（Abramowicz和Kluzniak）参数共振计划可以被视为一个天真的帐户QPO模型与内部共振。我们展示了一个例子，在一个系统中的内部共振与两个临界点，我们描述了一个一般的技术，允许以系统的方式来处理其他情况。分界线将相空间截面划分为不同拓扑结构的区域：在天平动区域内，演化轨迹使观测到的双峰频率达到精确的有理比，而在环流区域内，观测到的频率保持非共振。我们的方案预测，功率应该在两个振荡之间周期性地交换。同样，中子星双星中的高频QPO，也是黑洞源中的高频QPO，人们期望，作为非线性模型的一般性质，轻微的失谐将双峰频率从尖锐的共振中推出来。
2006-01-03 astro-ph
Evidence for 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron-Star X-Ray Transient XTE J1739-285
我们报告的毫秒变化从X射线瞬态XTE J1739-285。我们探测到六个X射线I型爆发，并发现在最亮的X射线爆发中存在1122 +/- 0.3 Hz振荡的证据。考虑到振荡的功率和搜索中的试验次数，检测在99.96%置信水平下是显著的。如果振荡得到证实，振荡频率表明XTE J1739-285包含有迄今发现的旋转最快的中子星，我们还在持续辐射中发现了毫秒准周期振荡，频率范围为757 Hz至862 Hz。使用最亮的爆发，我们得到的源距离的上限约为10.6千秒差距。
2007-01-30 astro-ph
General-relativistic constraints on the equation of state of dense matter implied by kilohertz quasi-periodic oscillations in neutron-star X-ray binaries
如果观测到的几个中子星低质量X射线双星（LMXB）的X射线通量的毫秒变化在发现时现存的广义相对论框架（Kluzniak，Michelson \& Wagoner 1990）内进行解释，则可以对状态方程（e.o.s.）物质的超核密度。在Sco X-1和4U 1728-34等不同的源中观测到的准周期振荡的最大频率（1.14 +- 0.01 kHz）意味着这些LMXB中的中子星质量是M > 1.9 M_solar，因此许多状态方程将被排除在外。e.o.s.是极少数仍然可行的状态方程之一的Phandaripande和Smith（1975），以及e.o.s. AV14 + UVII，Wiringa，Fiks \& Fabrocini（1988）。
1997-12-18 astro-ph
Constraining nuclear equations of state using gravitational waves from hypermassive neutron stars
最新的广义相对论模拟结果表明，当中子星的总质量小于一个临界值时，在中子星合并后将形成一颗椭球形的超大质量中子星。来自这种超大质量中子星的准周期引力波的有效振幅为$\sim 6$ --距离为50 Mpc的$7 \times 10^{-21}$，虽然频率很高$\sim 3$ kHz，但它可能足够大，可以被先进的激光干涉引力波探测器探测到。我们指出，这种信号的检测可能会导致约束的EOS的中子星。
2005-04-19 astro-ph gr-qc
Our distorted view of magnetars: application of the Resonant Cyclotron Scattering model
磁星候选者的X射线光谱通常与经验，两个组件模型：吸收黑体和幂律拟合。然而，这两个光谱分量的物理解释很少讨论。最近有人提出，在高度磁化的中子星的磁层中存在的热等离子体可能会通过有效的共振回旋散射，扭曲来自中子星表面的热辐射，导致非热谱的产生。在这里，我们讨论的共振回旋散射（RCS）模型，并提出其XSPEC实现，以及其应用于异常X射线脉冲星和软伽马射线中继器的初步结果。
2006-08-30 astro-ph
Resonant production of gamma rays in jolted cold neutron stars
声冲击波穿过碰撞的冷中子星可以引起重复的超导相变，其中质子凝聚物通过相干振荡弛豫到其平衡值。因此，在核物质被冲击波加热之前的短时间内，可以发生能量高达10^（52）erg/s的MeV能量范围内的伽马射线的共振非热产生。
1998-04-14 astro-ph gr-qc hep-ph
Discovery of X-Ray Burst Oscillations from a Neutron-Star X-Ray Transient in the Globular Cluster NGC 6440
本文报道了在球状星团NGC 6440的X射线瞬变SAXJ1748.9 -2021中发现的一个X射线爆发的毫秒振荡。在2001年发生的爆发期间，罗西X射线定时探测器上的正比计数器阵列观测到的九个X射线爆发中的一个爆发中存在频率为409.7 +/- 0.3 Hz的振荡。这次爆发是最暗的两次之一，持续时间和衰减时间最长。两次爆发的平均峰值亮度显示半径膨胀为（3.6 +/- 0.4）x 10^38 erg/s，与1.4太阳质量和10 km半径的中子星燃烧贫氢物质的爱丁顿光度一致。我们推测，爆发振荡的源与持续发射的kHz准周期振荡的频率差的两倍之间观察到的二分法可能与磁场的中子星的几何形状。
2003-03-17 astro-ph
Formation of Resonant Atomic Lines during Thermonuclear Flashes on Neutron Stars
受EXO 0748-676（Cottam，Sperrels & Mendez）I型X射线爆发期间红移Fe H $α$线测量的启发，我们研究了爆发中子星（$k_BT_{\rm eff} \approx 1-2 {\rm keV}$）光球层上方Fe原子线的形成。讨论了斯塔克展宽、共振散射和能级布居对类氢Fe H $α$、Ly $α$和P $α$线形成的影响。从观测到的Fe H $α$线的等效宽度，我们发现了一个隐含的Fe柱$1-3 \times 10^{20} {\rm cm}^{-2}$，它比Bildsten，Chang和Birrels的吸积/溅射模型计算的Fe柱大3-10倍。我们还估计，隐含的铁柱是约2-3倍，大于一个统一的太阳金属丰度大气。我们讨论了旋转增宽的影响，并发现\EXO的旋转速率必须是缓慢的，证实了最近的测量45赫兹的爆发振荡的Villarreal和Strohmayer。当H $α$ EW为10 eV（红移8 eV）时，Fe Ly $α$ EW $\approx$为15-20 eV（红移11-15 eV），P $α$ EW $\approx$为4-7 eV（红移3-5 eV）. Ly $α$线旋转加宽至深度为$\approx 10%$，使得难以用{ \it Chandra}观察。我们还表明，辐射悬浮可能支持的Fe柱需要解释的线。
2005-05-03 astro-ph
Resonant Conversion of Photon Modes Due to Vacuum Polarization in a Magnetized Plasma: Implications for X-Ray Emission from Magnetars
真空极化可以改变强磁化中子星大气等离子体中光子的传播模式。当真空极化对光子模的影响与等离子体的影响平衡时，就会发生共振。我们表明，光子（能量$E\go$几千电子伏）在大气中向外传播可以从一个偏振模式转换成另一个，因为它穿过共振密度，$ρ_{res}\simeq Y_e^{-1}η^{-2}(B/10^{14} G)^2(E/1 keV)^2$克厘米$^{-3}$，其中$Y_e$是电子分数，和$η\sim 1$是一个缓慢变化的磁场$B$的功能。这种模式转换的物理过程类似于中微子振荡的Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein机制。由于这两种光子模式在大气中的不透明度有很大的不同，这种真空诱导的模式转换可以显著影响强磁化中子星的辐射输运和表面发射。
2001-10-18 astro-ph
Resonant Tidal Excitations of Rotating Neutron Stars in Coalescing Binaries
在并合的中子星-中子星（NS-NS）或中子星-黑洞（NS-BH）双星中，NS的振荡模式在螺旋的最后时刻会被伴星共振激发。轨道和NS之间的共振能量转移加速或减慢了螺旋，并引起了双星发射的引力波的相位变化。当模式频率等于轨道频率的m倍时，发生潮汐共振（jk，m）。为了使f模共振发生在并合之前，NS必须具有快速旋转，（22，2）-共振的自旋频率nu_s> 710 Hz，（33，3）-共振的自旋频率nu_s> 570 Hz（M=1.4Mo，R= 10 km;然而，当R= 15 km时，这些自旋频率变为330 Hz和250 Hz）。由于强的潮汐耦合，f模共振引起轨道周期数N_orb的较大变化，（22，2）-共振的N_orb最大值约为10-1000，（33，3）-共振的N_orb最大值约为1。这种共振效应，如果存在的话，必须包括在构造用于搜索引力波信号的波形模板中。更高阶的f模式共振可以在更慢的旋转速率下发生，但是N_orb<0.1。对于占主导地位的g模（22，2）共振，即使是适度的旋转（nu_s<100 Hz）也可以通过将共振移动到较小的轨道频率来增强对轨道的共振效应。然而，由于弱耦合，N_orb的范围在10^-3-10^-2之间（取决于NS EOS），对于探测引力波的目的来说可能是可以忽略的。R模式共振需要未对准的自旋轨道倾角，并且主导共振对应于（22，3）和（22，1）。由于潮汐耦合强烈…
1999-04-08 astro-ph gr-qc
Gravitomagnetic resonant excitation of Rossby modes in coalescing neutron star binaries
在合并的中子星双星中，其中一颗星的r模可以被其伴星的重力磁潮汐场共振激发。这后牛顿重力磁驱动这些模式占主导地位的牛顿潮汐驱动以前计算的何和赖。在潮汐膨胀参数R/r（其中R是中子星的半径，r是轨道间距）中，只有l=2，|m| = 1和|m| = 2的r模被激发。通过这种驱动作用对恒星所做的潮汐功，会影响内旋的演化和所发射的引力波信号的相位。对于一颗质量为M、半径为R、自旋频率为f_spin的中子星，用Gamma =2的多面体模型来模拟，其伴星的质量也为M，m=2模的引力波相移为（0.1弧度）（R/10 km）^4（M/1.4 M_sun）^{-10/3}（f_spin/100 Hz）^{2/3}，以获得最佳的自旋方向。对于正则中子星参数，这种相移可能无法被引力波探测器（如LIGO）探测到，但如果中子星半径更大，则在信噪比适度大的情况下可能可以探测到。对于中子星-黑洞双星，这种影响较小;对于大质量的伴星，相移与伴星质量成-4/3次方。从轨道到恒星的净能量转移是负的，对应于内旋的减速。这是因为这种相互作用降低了恒星的自旋，并且只发生在满足欧拉塞卡-弗里德曼-舒茨不稳定性判据的模式中。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
Resonant Neutrino Spin-Flavor Precession and Supernova Nucleosynthesis and Dynamics
讨论了Majorana中微子共振旋味旋进（RSFP）对中微子加热的超新星喷出物中重元素核合成和超新星动力学的影响。在评估RSFP的影响，我们明确包括物质增强（MSW）共振中微子味转换效应在适当的情况下。我们指出，对于中微子磁矩和原中子星磁场的合理范围，具有宇宙学意义的质量（1- 100 eV）的$ν_τ$（或$ν_μ$）到轻$\bar ν_e$的自旋-味道转换可能导致中微子加热的超新星喷出物中中子过剩的增强。这可能有利于与超新星后期中微子加热喷出物相关的$r$过程核合成模型。早期中微子类似的自旋-味道转换可能导致激波再加热率增加，伴随着更大的超新星爆炸能量。然而，我们表明，这种增加的中微子加热可能会伴随着增强的中子过剩，这可能会加剧问题的中子数$N = 50$核在超新星喷出物从这个阶段。在所有这些情况下，平均$\barν_e$能量将比没有中微子混合的超新星模型所预测的要高。这可以允许SN 1987 a数据约束基于RSFP的方案。
1997-01-31 astro-ph hep-ph
Reaction Rates of neutron capture by Li- and Be-isotopes
富中子Li和Be同位素的中子俘获在大爆炸核合成中起着重要作用，特别是在其非均匀版本和超新星中发生的$α$过程中。对$^{7,8}$ Li（n，$γ$）$^{8,9}$ Li和$^{9,10,11}$ Be（n，$γ$）$^{10,11,12}$ Be的新反应速率进行了一致的计算，非共振部分采用直接俘获，共振部分采用Breit-Wigner公式.光谱因子，自旋/宇称分配和激发能的最终束缚态和初始共振态已尽可能从现有的实验数据。对于不稳定的核，这方面的信息是没有实验上的壳模型被用来确定这些数量。
1996-09-19 astro-ph nucl-th
Neutron capture of 26Mg at thermonuclear energies
用快循环活化技术测量了26 Mg的中子俘获截面与已知的金的中子俘获截面的关系。实验在卡尔斯鲁厄研究中心的3.75 MV Van-de-Graaff加速器上进行。实验捕获截面是共振和直接贡献的总和。对于共振在E（n，实验室）= 220 keV，我们的新的结果是在与Weigmann等人的数据不一致。一个改进的麦克斯韦平均捕获截面来自新的实验数据，考虑到s-和p-波捕获和共振的贡献。详细讨论了影响~（26）Mg p波中子俘获的势共振性质。
1998-05-20 astro-ph nucl-ex nucl-th
Gamma photons from parametric resonance in neutron stars
冷核物质中的冲击波，例如由两颗中子星碰撞引起的冲击波，可以通过参数共振产生大量的伽马光子。我们研究了受冲击的中子星内部伽马射线的共振产生，并讨论了这种现象可能产生的天体物理后果。
1999-04-26 astro-ph hep-ph nucl-th
