Behaviour of Magnetic Tubes in Neutron Star's Interior
从麦克斯韦方程组发现，磁场线是相对论弦的很好的模拟。结果表明，中子星内部的超导电流引起了携带量子化磁通量的磁通量管的局部旋转。
2002-12-31 astro-ph
Neutron Stars with a Quark Core. II.Basic Integral and Structural parameters
利用大量计算得到的夸克相变超致密物质物态方程，建立了一系列具有奇异夸克核的中子星模型。得到了恒星构型的积分特征：引力质量、静止质量、半径、相对论性转动惯量、离恒星表面的红移，以及在中心压力允许范围内的夸克核的质量和半径。计算系列的一些特征配置的参数也给出了这些进行了详细的研究。发现对于某些状态方程模型，具有奇异夸克核的中子星可能存在一个新的附加稳定区。
2004-11-04 astro-ph
Direct Urca processes on nucleons in cooling neutron stars
我们利用场论模型对简并重子物质中由Urca过程直接作用于核子引起的中微子能量损失进行了相对论计算。通过分析，在β平衡下，超致密核物质中的中子直接衰变是开放的，这仅仅是由于等矢量介子场在介质中的质子和中子之间产生了一个大的能隙。我们的中微子能量损失的表达式，在平均场近似下得到的，结合了核子反冲，宇称破坏，弱磁性和赝标相互作用的影响。对于我们的公式的数值测试，我们使用的多组分重子物质的自洽相对论模型。直接Urca反应的相对论发射率被发现大大大于预测的非相对论方法。我们发现，由于弱磁效应，相对论发射率增加约40- 50%，而赝标相互作用仅略微抑制能量损失，约5%。
2002-10-20 astro-ph hep-ph nucl-th
Modeling Neutron Star Atmospheres
中子星的热辐射模型，可能是在它们的大气中形成的，需要从观测数据中推断表面温度、磁场、化学成分和中子星的质量和半径。这些信息，补充模型方程的状态和中子星冷却模型，预计将推动我们进一步了解的基本性质的超致密物质在中子星内部。由于巨大的引力和巨大的磁场，中子星的大气层与普通恒星的大气层非常不同。本文综述了中子星大气模拟的现状，并给出了最重要的结果。
2002-06-03 astro-ph
Polarization of Thermal X-rays from Isolated Neutron Stars
由于磁化等离子体的不透明度取决于辐射的偏振，因此从具有强磁场的中子星大气中出射的辐射被认为是强偏振的。线性偏振度通常约为10- 30%，取决于光子能量、有效温度和磁场。极化谱比强度谱对磁场更敏感。偏振度和位置角都随中子星自转周期而变化，因此偏振脉冲轮廓的形状取决于自转轴和磁轴的取向。此外，由于广义相对论效应对极化有很大的影响，对孤立中子星X射线辐射极化的观测为估算这些天体的质量半径比提供了一种新的方法，这对于阐明中子星内部超致密物质的性质尤为重要。
1999-09-20 astro-ph
Exotic phases in compact stars
讨论了中子星内部超子、反K介子凝聚和色超导夸克物质的共存对致密星总体性质如物态方程和质量半径关系的影响。我们将我们的结果与最近的观测结果进行了比较。我们还讨论了第三族分支中可能包含纯色味锁核的超致密恒星。
2003-07-09 astro-ph
Neutron star interiors and the equation of state of ultra-dense matter
最近我们对夸克物质的理解有了很大的进展，最重要的发现是，如果这种物质存在于中子星的核中，它应该处于彩色超导状态。本文探讨了超导夸克物质对性质的影响（例如，质量，半径，表面引力，光子发射）。
2006-12-05 astro-ph hep-ph nucl-th
Discovery of absorption features in the X-ray spectrum of an isolated neutron star
我们用钱德拉X射线天文台的ACIS探测器对位于超新星遗迹PKS 1209- 51/52中心的中子星1 E 1207.4- 5209进行了观测，在源光谱中发现了两个吸收特征。这些特征集中在0.7 keV和1.4 keV附近，它们的等效宽度约为0.1 keV。我们讨论了各种可能的解释的吸收功能，并排除其中的一些。一种可能的解释是，这些特征与具有强磁场的中子星大气中一次电离的氦的原子跃迁有关。第一次清楚地探测到孤立中子星光谱中的吸收特征，为测量质量半径比和约束超致密物质的状态方程提供了机会。
2002-06-12 astro-ph
From Boson Condensation to Quark Deconfinement: The Many Faces of Neutron Star Interiors
引力将中子星核心的物质压缩到比普通原子核的密度高得多的密度，从而提供了一个高压环境，在这个环境中，许多粒子过程--从新重子粒子的产生到夸克的解除禁闭，再到玻色子凝聚和H物质的形成--可能会相互竞争。理论上还认为，在夸克内部存在着更为“奇异”的过程，例如形成绝对稳定的奇异夸克物质，这种物质的结构甚至比最稳定的原子核铁还要稳定。在后一种情况下，中子星将主要由纯夸克物质组成，最终被核壳物质包裹。无论在中子星内部实际上实现了哪种物理过程，每一个过程都会在可观测的恒星数量中产生指纹，尽管有些指纹比其他指纹更明显。这一特点与观测射电和X射线天文学的巨大进展相结合，使中子星成为广泛的致密物质研究的理想探针，补充了在陆地对撞机实验中对超致密物质行为的探索。
1999-10-20 astro-ph hep-ph nucl-th
Probing the interior of neutron stars with gravitational waves
我们在这里展示了如何从中子星的引力波谱推断出它的内部结构。在确定了几个$w$模振荡的频率和阻尼率的前提下，我们应用反演方法确定了它的质量、半径和密度分布。此外，还可以确定精确的核物质状态方程。
2005-06-28 astro-ph
Surface Evidence of an Iron-Rich Solar Interior and a Neutron-Rich Solar Core
关于太阳风、太阳磁场、太阳爆发、太阳中微子和围绕太阳运行的行星物质的定量数据都表明，太阳内部存在着富含铁的物质，太阳核心存在着一颗中子星。太阳磁场是来自核心的深层残余物和/或富含铁的物质到旋转超导体的玻色-爱因斯坦凝聚。核心的中子发射引发了一系列的反应，产生太阳光度，H载体气体维持太阳的质量分离，每年在太阳风中涌出3个E43 H+离子。
2004-11-06 astro-ph
Cooling neutron stars and superfluidity in their interiors
本文研究了具有超流中子和质子的中子星核的超核密度物质的热容和中微子发射反应（直接和修正的Urca过程、核子-核子韧致辐射、核子的Cooper配对）。各种超流性类型进行了分析（单态配对和两种类型的三重态配对，没有和节点的差距在核子费米表面）。计算结果用于孤立中子星的冷却模拟。标准冷却和直接Urca过程增强的冷却都受到核子超流性的强烈影响。将孤立中子星的冷却理论与它们的热辐射观测结果进行比较，可能会对中子星核中中子和质子超流体的临界温度给出严格的限制。
1999-06-28 astro-ph
The Casimir Effect as a Possible Source of Cosmic Energy
在超致密物质状态下，由于Casimir效应产生的能量被认为可以出现在白矮星、中子星、类星体等宇宙学天体中，在中子星形成过程中Casimir效应产生的能量输出被证明足以解释新星和超新星爆炸。结果表明，Casimir效应可能是类星体巨大能量输出的一个可能来源。
1994-06-26 astro-ph
Solid interiors of neutron stars and gravitational radiation
内容：1.引言固体地壳的形成和组成3.地壳的底层：奇异的核形状和拓扑结构4.地壳对恒星质量和转动惯量的贡献5. 6. biggest变形、弹性应变和山脉7.旋转的部分固态中子星的形状和能量8.扁圆和旋进9. 10.第10章.旋进脉冲星的引力辐射和脉冲星计时11。探测性
1996-05-27 astro-ph
Thermal Radiation from Cooling Neutron Stars
观测来自中子星的热辐射，可以测量表面温度，并将其与冷却情景进行对比。探测引力红移的谱线可以得到质量半径比。在距离已知的少数情况下，人们可以测量中子星的半径，这对限制中子星内部超致密物质的状态方程特别重要。最后，人们可以推断出中子星表面层的化学成分，这提供了关于中子星形成及其与环境相互作用的信息。本文介绍了活动中子星和射电宁静中子星的热辐射观测结果，重点介绍了钱德拉X射线天文台的观测结果，并讨论了这些结果的一些意义。特别是，我们提出了一个新的解释的热发射检测到的广泛的能量范围（从光学到X射线）从令人费解的对象RX J1856.5-3754
2003-05-22 astro-ph
Pycnonuclear burning and accreting neutron stars
我们概述了瞬态吸积中子星的深地壳加热现象。它是由吸积物质中的核转变（主要是由密核反应）产生的，而这种物质在新吸积物质的重量下密度下降到rho > 10^{10} g/cc。然后我们考虑由地壳深部加热决定的瞬态吸积中子星（平均质量吸积率为\dot{M} =（10^{-14}-10 ^{-9}）M_ \odot /yr）的热态。在一个简化的方式，我们研究如何从这样的恒星的热通量取决于在恒星内部的超致密物质的属性。我们分析了最重要的监管机构的热通量：在低质量恒星的核心和快速中微子发射（在核子，π介子凝聚，K介子凝聚，或夸克相的致密物质）在高质量恒星的核心强超流性。我们比较的结果与观察软X射线瞬态在静态。
2002-11-05 astro-ph
Low-Mass Quark Stars or Quark White Dwarfs
本文考虑了一个状态方程，在超密核物质中，它导致从核子态到夸克态的第一类相变，相变参数λ> 3/2。在此状态方程的基础上计算了超致密恒星的积分参数，结果表明，在恒星质量与中心压力关系的稳定分支上，（dM/dPc> 0），在低质量范围内，随后形成齿形断裂（M = 0.08Msun，R = 200 km），由于夸克的形成，还形成了一个新的局部极大值，Mmax = 0.082Msun，R = 1251 km。这样一颗恒星的夸克核的质量和半径分别为Mcore = 0.005Msun和Rcore = 1.7 km。在这个模型中，质量吸积可以导致两个连续的跃迁到具有夸克核的中子星，能量释放就像超新星爆发一样。
2004-09-22 astro-ph
Probe into the interior of compact stars
中子星内部含有高密度的核物质，因为许多亚原子粒子相互竞争。因此，确认那里的成分和性质是我们的重要任务。本文总结了探测中子星的可能方法，特别是r模不稳定性方法，并给出了我们的一些结果。XTE J1739-285中的KHz脉冲星可能提供了重要的启示
2008-04-22 astro-ph
Thermal Radiation from Neutron Stars: Chandra Results
钱德拉X射线天文台的卓越性能极大地提高了我们观测和分析来自中子星（NS）表面热辐射的潜力。这样的观测使人们能够测量表面温度，并将它们与NS冷却模型的预测进行比较。探测引力红移的谱线可以得到NS质量半径比。在极少数情况下，当距离已知时，可以测量NS半径，这对于约束NS内部超致密物质的状态方程特别重要。最后，可以推断出NS表面层的化学成分，这提供了有关NS形成及其与环境相互作用的信息。我们概述了最近钱德拉的结果的热辐射从各种类型的NS-活跃的超新星，年轻的无线电安静的中子星在超新星遗迹，老无线电沉默的"暗淡“的中子星-并讨论其影响。
2002-06-11 astro-ph
On the stability of precessing superfluid neutron stars
讨论了一种新的发生在成熟中子星内部的超流不稳定性，并对自由进动的中子星进行了讨论。这种短波长的不稳定性类似于超流氦中湍流形成的不稳定性。它的存在对我们对中子星岁差的理解提出了严重的问题，并使使用这种观测来限制中子星内部的尝试变得复杂。
2007-08-20 astro-ph
Probing the Neutron Star Interior with Glitches
为了约束中子星的结构性质和致密物质的状态方程，我们研究了船帆座脉冲星和其他六颗中子星中发生的突然自旋起升和毛刺。我们提出的证据表明，故障代表了一个自我调节的不稳定性，恒星准备在等待时间。船帆座小故障的角动量要求表明，至少有1.4%的恒星的转动惯量驱动这些事件。如果故障起源于内地壳的液体，那么对于1.4个太阳质量的质量来说，船帆座的“辐射半径”$R_\infty$必须超过~12公里。孤立的中子星RX J18563-3754是一个有希望的候选者，为确定的半径测量，并提供了进一步的致密物质和故障的起源我们的理解。
2000-01-14 astro-ph
Quark Matter in Neutron Stars: An apercu
中子星超致密内部是否存在退禁闭夸克物质是近几十年来引起广泛关注的一个关键问题。夸克物质可以占恒星的任意比例，从纯中子星的0到纯夸克星的1，这取决于高密度物质的状态方程。从天体物理学的角度来看，这两种极端情况通常会表现出不同的观测特征。中间部分意味着混合星，其内部由夸克和核物质的混合或均匀相组成，取决于表面和库仑能量成本，以及其他有限的尺寸和屏蔽效应。在这篇简短的评论文章中，我们讨论了我们可以根据最近在中子星观测中令人兴奋的进展来推断中子星中的夸克物质。我们陈述了稠密夸克物质（包括色超导夸克物质）状态方程的理论思想。我们还强调了最近的进展源于重新检查的旧范式的表面结构的夸克星和讨论可能的演变方案从中子星夸克星，重点是天体物理观测。
2006-08-16 astro-ph
The influence of strength of hyperon-hyperon interactions on neutron star properties
得到了含有奇异重子的中子星物质的物态方程。分析了超子-超子相互作用强度对所选参数组所构造的状态方程的影响。众多的中子星模型表明，超子的出现与中子星内部密度的增加有关。计算结果表明，超子-超子耦合常数的变化影响着中子星的化学组成。所得到的超子星数值模型排除了星内大量的奇异重子。
2005-06-06 astro-ph hep-ph nucl-th
Unmasking neutron star interiors using cooling simulations
我们介绍了一种新的工具“揭露”的组成中子星（NS）内部的事实，即在高密度的物质状态决定的统计NS观测，温度年龄（TA）的数据，以及质量分布。我们使用现代的冷却模拟提取NS群众的分布需要重现那些在TA平面的稀疏数据。通过比较的结果与年轻的，附近的NS人口合成的质量分布，我们可以提高两个NS冷却问题。直接Urca（DU）的问题在于缩小的NS人口的质量值，DU过程作为最有效的冷却机制，在恒星的强子层可以发生。船帆座的质量问题是一个扩大的人口超出了1.1 - 1.5 M_sun的典型质量窗口的范围。应用这个工具，现代EoS我们讨论的例子，纯强子星与这些约束相冲突，而混合星的颜色超导夸克物质的核心可以预测一个令人满意的质量分布，提供最小的双夸克配对间隙有一个适当定义的密度依赖性。
2006-12-04 astro-ph hep-ph nucl-th
Nucleon superfluidity versus thermal states of isolated and transiently accreting neutron stars
中子星（NS）内核的超致密物质的性质通过影响NS内部的中微子发射效率来控制NS的热态。为了探索这些属性，我们面对的热演化理论的NS与他们的热辐射的观测。我们的观测基础包括冷却孤立NS（INS）和NS在软X射线瞬变（SXTs）的静态。我们发现SXT的数据支持了INS的分析结果：NS核外应该存在T_{cp,max} >= 10^9 K的强质子超流性，而排除了T_{cn,max} =（2*10^8 -- 2*10^9）K的弱中子超流性。这里T_{cn,max}和T_{cp,max}是中子和质子的密度相关临界温度的最大值。SXTs的数据还表明：（i）大质量NS的冷却被中微子发射增强，中微子发射比中子库珀配对的发射更强大;（ii）温和的中子超流性，如果可用的话，可能只存在于大质量NS的内核。在后一种情况下，SXT将表现出二分法，即非常相似的SXT可能演变为非常不同的热状态。
2006-11-03 astro-ph
The extended, relativistic hyperon star model
本文在Zimanyi和Moszkowski（ZM）模型的框架下，得到了含有奇异重子的中子星物质的物态方程。本文着重讨论了在超子星模型中，通过选取适当的参数，对状态方程中的同位旋依赖性的影响。众多的中子星模型表明，超子的出现与中子星内部密度的增加有关。各种研究表明，δ介子的加入主要影响了中子星的对称能，并通过对称能影响中子星的化学组成。由于有效核子质量对强子化学势的贡献，它改变了恒星的化学组成。结果表明，所得到的恒星模型不仅排除了大量的强子，而且也没有显著地减少恒星内部的轻子含量。
2002-12-16 astro-ph nucl-th
1122 Hz rotation of XTE J1739-285 as a probe of quark matter in the interior of the neutron star
最近在X射线瞬变XTE J1739-285中发现的1122 Hz的爆发振荡支持了它包含亚毫秒脉冲星的建议。在我们对夸克物质核与强子物质包层之间过渡边界层中巨大耗散效应的估计中，结合前人工作中体物质的粘性，我们证明XTE J1739-285可以被唯一地限制为伪装成中子星的夸克星（混合星）包含纯夸克物质或混合夸克-强子物质核心，以最小化引力波辐射（r模式）不稳定性和开普勒运动约束在1122 Hz水平通过一个三参数图像。这样的约束允许恒星半径在$9{\rm km}\leq R\leq 12{\rm km}$范围内，恒星质量在$1.2M_\odot\leq M\leq 2.0M_\odot$范围内。这可能意味着亚毫秒的夸克星只是夸克物质的探测器。
2008-11-19 astro-ph
Color superconducting quark matter core in the third family of compact stars
研究了致密恒星内部从$β$平衡强子物质到色味锁定夸克物质的一级相变。用密度相关的介子-重子耦合的相对论场论模型描述了含有超子和$K^-$介子的玻色-爱因斯坦凝聚体的强子相。超子和/或$K^-$介子的玻色-爱因斯坦凝聚体的早期出现延迟了向更高密度的相变的开始。在超子和/或$K^-$凝聚体的存在下，整体状态方程变得更软，导致比没有超子和$K^-$凝聚体的情况更小的最大质量。我们发现最大质量中子星可能含有超子、$K^-$凝聚和色超导夸克物质的混合相核。根据参数空间的不同，我们还观察到，在超致密恒星的中子星分支之外，还有一个稳定的分支，称为第三家族分支。第三族分支中的致密星可能包含纯色超导核，半径小于中子星分支。我们的结果与最近在RX J185635-3754上的观测结果和最近由X射线多重牛顿天文台测量的质量-半径关系进行了比较。
2003-04-24 astro-ph nucl-th
The Origin Magnetars: the role of anisotropic neutron superfluid of neutron stars
我们估计了中子星内部各向异性中子超流（$^3PF^2$）的总感生磁矩所引起的感生磁场的强度。中子星的感应磁场如下。$B^{(in)} = \fracη{T_7 - η}B^{(0)} ,\begin{array}{*{20}c}{} & {η=} \ \end{array}\frac{m(^3 P_2 )}{0.1m_{Sun}}R_{NS,6}^{- 3} $（$T_7$表示中子星的内部温度，单位为10 $^7$ K）。在中子星演化的后期，随着中子星温度的降低，感应磁场会逐渐增大。磁星可能出现在当$T_7 \to η$。$^3P^2$超流体的感应磁场上限为$3.35 \time 10^{14} η$。
2006-07-11 astro-ph
Neutron star cooling: Theoretical aspects and observational constraints
评述了孤立中子星的冷却理论。首先讨论了直接Urca过程（或致密物质奇异相的类似过程）和恒星内部超流性的作用。通过冷却理论与孤立中子星观测的对抗来约束中子星内部超核物质的总体参数的前景被概述。本文讨论了软X射线瞬态过程中与吸积物质深部地壳加热有关的瞬态吸积中子星热态问题。
2003-06-06 astro-ph
Rearrangement of the Fermi Surface of Dense Neutron Matter and Direct Urca Cooling of Neutron Stars
提出了在中子星的量子流体内部的一部分中可能发生单粒子自由度的重排。这种重排与自旋-同位旋集体模式的明显软化有关，在密度增加的情况下，这种软化导致π介子凝聚。基于多体理论基本关系的论证和估计表明，这一现象的一种实现可能会通过直接显示$T^5$温度依赖性的厄卡过程产生非常快速的恒星冷却。
2000-03-13 astro-ph nucl-th
The hadron-quark phase transition in dense matter and neutron stars
我们研究了中子星（NS）内部的强子-夸克相变。我们采用Brueckner-Bethe-Goldstone形式，结合真实的二体力和三体力，以及相对论平均场模型，计算了强子物质的物态方程。对于夸克物质，我们采用MIT袋模型约束袋常数使用的迹象来自最近的实验结果在CERN SPS上获得的夸克-胶子等离子体的形成。我们发现有必要引入一个依赖于密度的袋参数，以及相应的相容的数学形式。我们计算的结构NS内部的EOS包括两个阶段，我们发现，NS的最大质量落在一个相对较窄的间隔，$1.4 M_\odot \leq M_{\rm max} \leq 1.7 M_\odot$。在近似对称的核物质中，最大质量的精确值与假设的跃迁点处的能量密度值只有微弱的相关性。
2002-06-04 astro-ph nucl-th
The energy release--stellar angular momentum independence in rotating compact stars undergoing first-order phase transitions
本文用广义相对论方法计算了旋转中子星（NS）中心一级相变（PT）的能量释放。能量释放，E_rel，等于初始（正常）相位配置和包含超密物质核心的最终配置之间的质能差，假设重子总数和角动量恒定。计算是使用精确的伪谱二维数值代码进行的，多方状态方程（EOS）以及现实的EOS（Skyrme相互作用，平均场论K介子凝聚）被使用。结果得到了广泛的亚稳性的初始配置和尺寸的新的超密相核心的最终配置。对于一个固定的“过压”dP，定义为坍缩亚稳恒星的中心压力相对于平衡的一阶PT压力的超额，能量释放达到数值精度并不依赖于恒星的角动量，并且与具有相同dP的非旋转恒星的能量释放一致。当超密相核的赤道半径远小于恒星的赤道半径时，可以得到E_rel的解析表达式：对于小dP，E_rel与dP ^2.5成正比。在较高的dP下，非自转星的一维E_rel（dP）计算结果与快速自转星的二维精确结果具有很高的精度。对于给定的超压，能量释放与角动量的独立性也适用于所谓的"强“PT（使恒星不稳定，对抗轴对称扰动），以及”跳跃“越过能量势垒的PT。
2007-10-08 astro-ph
The neutron radii of Lead and neutron stars
提出了重核中子皮与中子星半径之间的一种新关系：核的中子皮越大，中子星的半径越大。再现各种基态可观测量的相对论模型不能唯一地确定重核的中子皮。因此，一个大范围的中子皮产生的补充模型与非线性耦合之间的isoscillation和isovector介子。我们说明了如何中子皮和恒星的半径之间的相关性可以用来放置重要的约束状态方程，以及它如何可能有助于阐明相变的存在，在内部的中子星。
2001-08-14 astro-ph nucl-th
A new mechanism of neutron star radiation
我们发现了一种新的中子星辐射机制，其中辐射是由恒星内部产生的。辐射源是旋转的中子星超流核中振荡的中子涡旋。热激发的涡旋螺旋波在恒星地壳产生快磁声波。在地壳底部附近，这种波在电子液体中减少为无碰撞的零声，而在恒星表面附近，它们表现为介质中的电磁波。磁声波在地壳中传播并在地表转化为电磁辐射。涡旋贡献的光谱指数为-0.45，可以解释在红外、光学和硬X射线波段观测到的中年恒星的非热辐射。探测涡旋辐射可以直接确定核心温度。将理论与现有的光谱观测结果进行比较，我们发现Vela脉冲星的核心温度为T=8 × 10^8K，而PSR B 0656 +14的核心温度超过2 × 10^8K。这是对中子星核心温度的首次测量。温度估计排除了状态方程纳入玻色凝聚的π介子或K介子和夸克物质在这些对象。原则上，零声也可以由其他机制发出，而不是涡旋，这开辟了直接光谱研究中子星内部超密度物质的前景。
2002-12-18 astro-ph cond-mat.stat-mech
Neutron stars and quark matter
最近对中子星质量的观测接近核子状态方程预测的最大值，这开始挑战我们对中子星中致密物质的理解，并限制了夸克物质在其内部深处的可能存在。
2006-12-05 astro-ph hep-ph nucl-th
Thermal emission from isolated neutron stars: theoretical and observational aspects
大约25年前，随着第一个X射线天文台爱因斯坦的发射，直接研究孤立中子星的热辐射的可能性被打开。ROSAT在1990年代对这项研究作出了重大贡献。目前运行的钱德拉和XMM-牛顿天文台的出色能力大大增加了观测和分析来自中子星表面的热辐射的潜力。将观测数据与热辐射的理论模型（可能形成于中子星大气层）相比较，可以推断出表面温度、磁场、化学成分以及中子星的质量和半径。这些信息，补充模型方程的状态和中子星冷却模型，提供了一个机会，了解超致密物质的基本性质的中子星内部。我回顾了当前的状态和最重要的结果，从模拟中子星热辐射和目前选定的钱德拉和XMM牛顿结果的热辐射从各种类型的这些对象：年龄在200万年到2000万年之间的普通射电望远镜（J1119-6127，Vela，B1706-44，J 0538 +2817，B2334+61，B 0656 +14，B1055-52，Geminga，B 0950 +08，J2043+2740），毫秒级（J 0030 +0451，J2124-3358，J1024-0719，J 0437 -4715），推定的超新星（CXCRJ 061705.3 +222127，RX J0007.0+7302），超新星遗迹中的中心致密天体（特别是1 E 1207.4-5209），以及孤立的无线电安静的中子星。
2007-02-16 astro-ph
Superburst Ignition and Implications for Neutron Star Interiors
超级爆发被认为是由不稳定的富碳层点燃提供动力，富碳层是由吸积的氢和氦燃烧形成的。正如Cumming和Bildsten所示，短重现时间取决于密度> 1.0e9 g/cc的地壳足够热。在这封信中，我们自洽地解决了来自地壳和地核深处的通量。碳不稳定点燃的温度对H/He燃烧的灰烬的组成只有微弱的敏感性，但确实取决于内地壳的热导率和核心的中微子发射率。观测到的超级暴复发时间和能量学表明，地壳的热导率很低，好像地壳是无定形的，而不是结晶的。如果电导率更高，例如来自含有杂质的晶格，那么匹配超暴特性要求中微子发射率不超过修改后的Urca。因此，对超级爆发能量学、重现时间和冷却时间的观测补充了对孤立冷却中子星和软X射线瞬变的观测，限制了致密物质的性质。在这方面最有趣的天体可能是KS 1731-260，它在长时间的吸积爆发期间产生了一个超级爆发，但其静态光度迅速下降。
2004-09-01 astro-ph
Long Type I X-ray Bursts and Neutron Star Interior Physics
超级爆发是近年来通过对X射线爆发的长期监测发现的非常高能的I型X射线爆发，相信是由于中子星深海中碳的不稳定点火引起的。还观察到一些"中间持续时间"的爆发，可能与厚氦层的点火有关。我们研究了这些长X射线爆发对中子星壳核热剖面的敏感性。我们首先比较冷却模型的超爆光变曲线与观测，并推导出约束的点火质量和能量释放，然后计算超爆和纯氦爆发的点火模型，并与观测比较。超暴光变曲线和点火模型意味着碳的质量分数约为20%或更大的燃料层，约束模型的碳生产。然而，最重要的结果是，当库珀配对中微子发射包括在地壳中，温度太低，以支持不稳定的碳点火在所观察到的柱深度。一些额外的加热机制，需要在积累燃料层来解释所观察到的性质的超爆发。如果库珀对发射的效率比目前认为的低，那么观测到的超级爆发的点火深度意味着地壳是一个不良导体，并且核心中微子发射的效率并不比修改后的URCA更高。观测到的氦爆发的性质支持这些结论，需要低效的地壳导电性和核心中微子发射。
2005-08-22 astro-ph
Medium effects and the structure of neutron stars in the effective mass bag model
中子星内部极端条件的一个最令人感兴趣的结果是，在高密度的中子星内部，自然存在着一种去限制的奇异夸克物质相的可能性。在MIT袋模型的框架下，考虑介质效应，改进了奇异夸克物质的物态方程。结果表明，介质效应增加了SQM的每重子能量，从而降低了该相的稳定性。在这项工作中，我们调查的影响，在这个模型中的混合星的结构的介质效应。我们发现，介质的影响减少了一个纯SQM阶段的混合星内部的夸克和强子物质的混合相显着的青睐的程度。
1998-01-21 astro-ph hep-ph nucl-th
Radiation of Neutron Stars Produced by Superfluid Core
我们发现中子星内部对无碰撞电子声是透明的，就像对中微子是透明的一样。在磁场存在下，电子声与电磁辐射耦合形成快磁声波。我们发现，电子声是由恒星核心的超流体涡旋产生的。热激发的螺旋涡旋波在星壳中产生快磁声波，其向表面传播并转化为向外的电磁辐射。涡旋辐射的光谱指数为-0.45，可以解释在红外、光学和硬X射线波段观测到的中年恒星的非热辐射。辐射产生于恒星内部，这使得可以直接确定核心温度。将理论结果与已有的光谱观测结果相比较，我们发现Vela脉冲星的核心温度为T=8 × 10^8K，而PSR B 0656 +14和Geminga的核心温度超过2 × 10^8K。这是对中子星核心温度的首次测量。温度估计排除了状态方程纳入玻色凝聚的π介子或K介子和夸克物质在这些对象。基于温度估计和冷却模型，我们确定了船帆座核三重态中子超流性的临界温度Tc=（7.5 \pm 1.5）× 10 ^9 K，这与最近的高能核子相互作用行为的数据吻合得很好.另一个发现是，在中年中子星中，涡旋辐射，而不是热传导，是从恒星核心到表面的热传递的主要机制。电子声为中子星内部超致密物质的直接光谱研究开辟了新的途径。
2002-12-17 astro-ph cond-mat.supr-con gr-qc
Microscopic magnetic dipole radiation in neutron stars
NS（中子星）内部存在${}^3P_2$中子超流区。对于旋转的NS，${}^3P_2$超流区就像一个旋转的磁偶极子系统。它会发出电磁辐射，这可能为纳米结构提供了一种新的加热机制。这种加热机制加上一些冷却剂可能会给NS毛刺的合理解释。
2008-01-03 astro-ph
Neutron stars and quark phases in the NJL model
用Nambu-Jona-Lasinio模型描述夸克相，研究了中子星内部可能存在的退禁闭夸克物质.我们发现，典型的中子星的质量约为1.4太阳质量不具有任何解除夸克物质在其中心。这可以追溯到NJL模型的性质，该模型表明在很宽的密度范围内存在大的奇异夸克质量。
1999-01-12 astro-ph hep-ph nucl-th
Two Dimensional Cooling Simulations of Rotating Neutron Stars
研究了自转对中子星冷却的影响。热演化方程在二维中求解，充分考虑了广义相对论效应。研究发现，自转在早期尤其重要，此时中子星内部尚未等温。极地表面温度比赤道温度高63%。如果探测到一颗年轻的快速旋转的中子星的热辐射，这种温差就可能被观测到。在中间时期（10^2 < t < 10^5年），当内部变得等温时，极地温度仍然比赤道温度高31%。之后，光子表面辐射主导了冷却，并且表面在10^7年的时间尺度上变得等温。此外，早期和中期之间的过渡被推迟了几百年。旋转的另一个影响是中微子光度的降低，这是由于相对于非旋转的情况，中心密度的降低。
1998-06-12 astro-ph
Variability in the Thermal Emission from Accreting Neutron Star Transients
中子星外层100米的组成决定了从核心向外流动的热通量。对于一个吸积中子星在X射线瞬变，热静态流量敏感地依赖于吸积爆发后的表面上剩余的氢和氦的量，并在以前的H/He燃烧的基础灰烬的组成。因为H/He具有较高的导热性，较大质量的H/He意味着通过低密度包层的较浅的热梯度，因此对于给定的核心温度，有效温度较高。残余H和He的质量因爆发而异，因此即使核心温度在< 10 000年的时间尺度上保持恒定，热静态通量也是可变的。重元素在几个小时内从H/He包层中沉淀下来;因此，我们将静态包层建模为两个不同的层，H/He在较重的元素上，并将H/He的质量视为自由参数。我们发现，出现的热静态通量可以变化的2至3倍之间的不同的静态时期。这种变化在较低的内部温度下更加明显，使得具有低静态光度和频繁爆发的系统，如SAX J1808.4-3658，是观察这种效应的理想候选者。我们计算，对于不同的灰分成分，Cen X-4，Aql X-1，和SAX J1808.4-3658的内部温度。在Aql X-1的例子中，推测的内部高温表明中微子冷却有助于中子星的热平衡。
2002-04-05 astro-ph
Dense plasmas in astrophysics: from giant planets to neutron stars
我们简要地研究了巨行星内部和中子星大气层的致密等离子体特性。特别注意的是，在高密度的氢和氦的状态方程和磁场对致密物质的性质的影响。
2005-11-29 astro-ph
Young Neutron Stars and Their Wind Nebulae
由于太高斯磁场、表面引力足以显著改变光路、中心密度高于标准原子核、自转周期仅为百分之一秒，年轻的中子星是宇宙中已知的一些最极端物理条件的所在地。它们产生磁风，粒子被加速到超过TeV的能量。当粒子流最终减速以匹配形成中子星的爆炸所引起的一般膨胀时，这些风形成同步辐射气泡。这些脉冲星风星云的结构使我们能够推断出风和脉动中子星本身的性质。恒星的表面从快速冷却的内部辐射能量，而内部的物理结构基本上是未知的，因为我们对1000密度下的强相互作用的知识并不精确。在这里，我总结了最近的测量结果，这些测量结果使我们能够推断中子星的诞生性质，并探测它们的风的性质、大气的物理性质和内部结构。
2005-05-24 astro-ph
Interior Solutions for Non-singular Gravity and the Dark Star alternative to Black Holes
在非奇异重力场条件下，建立了描述流体静力平衡的一般方程。一种新型的天体物理结构，超致密天体（SDO）或“暗星”，被证明存在于中子星场强之外。这些结构对于引力坍缩来说本质上是稳定的，代表了广义相对论黑洞的非奇异替代方案。
1994-05-27 astro-ph gr-qc
Neutron Star Structure
本文综述了中子星内部物质的性质。特别注意最近的多体理论计算的致密物质的性质。讨论的主题包括在相对低密度下张量相关性的强烈增加，相互作用中的“相对论性增强项”，以及中子星模型对三体力的敏感性。
1999-05-14 astro-ph
Magnetohydrodynamics in Superconducting-Superfluid Neutron Stars
本文给出了中子星外核中超流中子、超导质子和正常电子混合物的MHD方程。电子粘性和相互摩擦的耗散效应，由于电子涡旋散射也包括在内。结果表明，阿尔芬波是由回旋涡旋波，以前没有推导出MHD理论。回旋-涡旋波类似于阿尔芬波，其中由涡旋能量密度代替了由于磁能密度引起的张力。然后将方程简化为便于研究内部磁场对动力学的影响的形式。特别令人感兴趣的是壳核耦合时间，可以从脉冲星毛刺观测推断。假设回旋涡流波在核心自旋起着重要的作用，在一个毛刺是用来放置内部磁场的限制。并与其他研究结果进行了比较。
1997-09-09 astro-ph
Cooling of neutron stars with color superconducting quark cores
我们表明，在最近开发的非局域，手征夸克模型的临界密度为相变彩色超导夸克物质在中子星条件下可以足够低，这些阶段发生在紧凑的恒星配置与质量低于1.4 M太阳。我们研究了这些物体在不同的引力质量值，从而不同的组成和内部结构的隔离冷却。我们的状态方程允许一个2SC阶段与一个大的夸克间隙Δ ~ 100兆电子伏的两种颜色的u和d夸克，一个正常的夸克物质阶段和它们共存的混合相内的混合星内部。我们认为，如果允许有未成对夸克的相位，相应的混合星冷却得太快，无法描述现有的中子星冷却数据。我们将其他有吸引力的通道，允许一个弱配对的剩余夸克，保持未配对的2SC阶段，并证明该模型不矛盾的冷却数据，如果弱配对间隙的顺序为0.1兆电子伏。
2004-04-05 astro-ph
Physics of Strongly Magnetized Neutron Stars
最近有越来越多的证据表明中子星的存在，其磁场强度超过了$4.4 \times 10^{13}$ G的量子临界场强，在该场强下回旋能量等于电子静止质量。新发现的具有非常高的自旋下降速率的射电双星和观测到的称为磁星的伽玛射线爆发源提供了这方面的证据。本文将讨论这种高场机制的奇异物理学，其中一系列新的过程成为可能，甚至占主导地位，熟悉的过程获得不寻常的特性。本文综述了中子星内部和磁层中重要的物理过程，包括自由粒子、原子、分子、等离子体和凝聚态物质在强磁场中的行为，光子在磁化等离子体中的传播，自由粒子的辐射过程，中子星内部的物理，以及场的演化和衰变机制。还将讨论这种过程在天体物理源模型中的应用，包括旋转动力源星、软伽马射线中继器、异常X射线源星和吸积X射线源星。在这篇评论中，我们将强调高磁场过程的观测特征，以及仍有待理解的理论问题。
2006-07-11 astro-ph
Multi-Fluid Simulation of the Magnetic Field Evolution in Neutron Stars
利用数值模拟方法，研究了双极扩散和欧姆扩散对孤立中子星内部磁场演化的影响。我们感兴趣的是磁场在长时间尺度上的行为，在该尺度上，所有的阿尔芬波和声波都被阻尼。我们将恒星内部建模为由中子、质子和电子组成的电中性等离子体，它们可以通过碰撞和电磁力相互作用。弱相互作用使中子和带电粒子相互转化，消除化学不平衡。作为第一步，我们假设磁场指向一个固定的笛卡尔方向，但可以沿正交方向变化。我们从一个均匀的密度背景，通过一个均匀的磁场线程和研究的演变的磁扰动，以及它在粒子中诱导的密度波动。我们表明，该系统通过不同的准平衡态的演变，并估计这些准平衡发生的特征时间尺度。
2007-10-18 astro-ph
Gravitational Waves from Phase Transition of Accreting Neutron Stars
我们认为，当低质量X射线双星中的中子星吸积足够的质量，成为毫秒双星，这些恒星的内部可能会发生相变，激发恒星径向振荡。我们表明，径向振荡将主要阻尼引力波辐射，而不是内部粘度。这种引力波可以被先进的激光干涉引力波天文台以每年大约三次的速度探测到。
1997-04-16 astro-ph
