R-modes in Neutron Stars with Crusts: Turbulent Saturation, Spin-down, and Crust Melting
罗斯贝波（r模）被认为是调节年轻或吸积中子星自旋周期的一种手段，也可以产生可观测到的引力波辐射。R模式主要涉及恒星流体核心的横向、不可压缩运动。然而，中子星在其生命的早期就获得了地壳：因此，r模也意味着地壳下流体的剪切。我们研究的标准，这个剪切层成为湍流，并推导出在湍流状态的耗散率。与粘性边界层的耗散不同，湍流能量损失在模式能量方面是非线性的，因此可能导致模式在通常远小于1的振幅下饱和。这种能量损失也会在地壳下以热量的形式重新出现。我们研究了地壳熔化的可能性以及它对低质量X射线双星自旋演化的影响。最后，我们确定了自旋演化的一些普遍特征，这些特征可能会产生观测结果。
2000-06-09 astro-ph gr-qc
Shear Viscosity and Oscillations of Neutron Star Crusts
我们计算的电子剪切粘度（库仑电子碰撞确定）的致密物质在广泛的参数范围内的典型白矮星核心和中子星地壳。在密度范围从~10^3 g cm^-3到10^7-10^10 g cm^-3的范围内，我们认为物质由从H到Fe的大量天体物理元素组成。对于更高的密度（10^10-10^14 g cm^-3），我们采用基态核组成，同时考虑到原子核的有限大小和质子电荷在核上的分布。粘度的数值近似的解析表达式，便于应用。本文用平行平面层近似方法研究了中子星外壳中l~500-1000高多极振荡的本征频率、本征模和粘性阻尼时间。例如，在l~500处，振荡的频率f >= 40 kHz，并且定位在距离表面不超过~300 m的深度。当地壳温度从10^9 K降低到10^7 K时，这些振荡（有几个径向节点）的耗散时间从约1年减少到10-15天。
2005-11-10 astro-ph
X-ray emission from magnetic dissipation in the magnetar magnetosphere
本文讨论了磁星磁层中阿尔芬波衰减引起的磁耗散。恒星内部磁场的传输会导致磁能的耗散，这种耗散要么是通过内部直接加热，要么是通过磁星磁层中衰减的波传递能量。在后一种情况下，阿尔芬波是由地壳位错或恒星表面下的弹性波激发的。有人建议，这些阿尔芬波可以衰减成离子声波，可以有效地阻尼导致强等离子体加热。热等离子体膨胀产生瞬态X射线。
2007-05-14 astro-ph
Magnetic Field Evolution During Neutron Star Recycling
我描述了两个方面的工作磁场演变有关的“回收”的情况下，使毫秒射电望远镜。首先，许多理论观点认为，吸积导致的磁场衰减依赖于中子星地壳中电流的耗散。我讨论了由于霍尔效应在地壳中的场演化，并概述了它何时主导欧姆衰减。这强调了了解地壳中杂质水平的重要性。其次，我简要地讨论了在理解中子星的磁场方面取得的进展，目前吸积物质在低质量X射线双星。特别是，热核X射线爆发提供了一个有前途的探测这些中子星的磁场。
2004-04-27 astro-ph
On the Nature of the Residual Magnetic Fields in Millisecond Pulsars
研究了在弱（$B<10^{10}$ G）磁场作用下中子星超流核中质子类流体沿中子涡旋的排出.流星体的速度是根据浮力、阻力和地壳力的平衡计算的。我们表明，质子fluxoid可以离开超流核心滑动{ \it沿}中子涡旋的时间尺度约为$10^7$年。另一种可能性是，通量面在同一时间尺度上与涡旋对齐。结果表明，毫秒星表面非定向磁场只有在中子星壳电流耗散时间尺度相当的情况下才能维持$\ga 10^9$年。这就定义了中子星壳中杂质浓度的上限：$Q \la 0.1$，如果一个刚性的状态方程决定了密度分布。
2001-04-20 astro-ph
Dissipation in Poynting-flux Dominated Flows: the Sigma-Problem of the Crab Pulsar Wind
能量主要以坡印廷通量的形式传输的流被认为发生在致密天体的射电星、伽马射线暴和相对论性喷流中。这种流动中磁场的波动分量原则上可以通过磁重联消散，并用于加速流动。我们研究如何迅速这种转变可以发生，通过实施到一个全球MHD模型，使用等离子体的热力学描述，明确的，物理动机的规定耗散率：通过将载流子的最大漂移速度限制为光的漂移速度来给出该速率的下限，从要求耗散区在共动系中仅亚音速地膨胀得出上限，并且通过假设膨胀速度受耗散区的生长速率限制而获得进一步的规定。相对论撕裂模在每种情况下，解决方案给出了洛伦兹因子的球形风包含一个横向的，振荡的磁场组件作为半径的函数。在蟹状星云脉冲星的情况下，我们发现，如果脉冲星以每秒大于1.E40的速率发射正负电子对，坡印廷通量可以在风到达星云的内边缘之前消散，从而为sigma问题提供了一个可能的解决方案。
2003-03-10 astro-ph
Effect of a neutron-star crust on the r-mode instability
在中子星的固体壳层下，粘性边界层的存在显著地增加了流体r模的粘性阻尼率。我们改进了以前的估计，包括边界层本征函数的科里奥利力的影响，并通过使用更现实的中子星模型的阻尼率。如果假设地壳是完全刚性的，那么在温度低于1.5 × 10^8 K的中子星中，引力辐射驱动的r模不稳定性被完全抑制。边界层产生的能量会加热恒星，如果r模的振幅足够大，甚至会熔化地壳。我们显式求解热方程（包括热传导和中微子发射的影响），发现对于最大旋转的中子星，熔化地壳所需的r模振幅约为a_c = 5 x 10^{-3}。如果r模在大于a_c的振幅下饱和，产生的热量足以维持恒星的外层处于类似于北冰洋边缘浮冰的混合流体-固体状态。我们认为，在年轻的，快速旋转的中子星，这种效应大大推迟了地壳的形成。通过考虑冰流中的耗散，我们表明，最终的自旋频率的r-模式振幅的顺序单位的恒星接近的值估计流体星没有地壳。
2000-06-18 astro-ph gr-qc
Incompatibility of long-period neutron star precession with creeping neutron vortices
目的：为了确定中子星中的“涡旋蠕动”，即中子涡旋相对于核心或内壳中钉扎位置的缓慢运动，是否与长周期进动的观测结果一致。方法：利用涡旋阻力的概念，讨论了一颗被钉扎的恒星的进动动力学，“蠕动”）的涡流。结果如下：进动频率太高，与观测结果不一致，这表明应该重新考虑外核的标准图像（超流中子与II型超导质子共存）。有一个缓慢的进动模式，但它是高度过阻尼的，甚至不能完成一个周期。此外，内壳的涡旋必须能够相对于固体运动而几乎没有耗散。
2006-09-26 astro-ph
Pulsar Braking Indices, Glitches and Energy Dissipation In Neutron Stars
几乎所有具有异常正$\ddot Ω$测量值（对应于5 $<n<$ 100范围内的异常制动指数）的双星，包括所有具有观测到的大毛刺（$ΔΩ/Ω$ $>$ 10 $^{-7}$）以及毛刺后或毛刺间$\ddot Ω$测量值的双星，都遵循船帆座脉冲星中最初记录的$\ddot Ω$和毛刺参数之间的比例关系。负二阶导数值可以理解为遗漏或未解决的毛刺。我们讨论了故障率和先验概率的积极和消极的制动指数根据模型开发的船帆座脉冲星。这种行为支持普遍发生的中子星地壳和内部超流组件之间的非线性动力学耦合。在自旋下降率为$\dot Ω$的中子星中，动力学能量耗散的隐含下限是$\dot E_{diss}> 1.7 \times 10 ^{-6} \dot E_{rot}$。热光度和表面温度由于动力学能量耗散的老中子星，这是旋转的磁偶极子超出脉冲星死亡线。
2006-08-02 astro-ph
Joule heating and the thermal evolution of old neutron stars
我们考虑了中子星壳内磁场耗散引起的焦耳热。这种机制在维持非常古老的中子星相对较高的表面温度方面可能是有效的。热演化计算表明，在演化晚期（$t \geq 10$ Myr），中子星的光度近似等于场耗散释放的能量，与大气模型无关。在该阶段，表面温度可以是$3 \times 10^{4} - 10^{5}$ K的量级。焦耳加热可以在极长的时间（$\geq 100$ Myr）内保持这种高温，与磁场的衰减时间相当。
1998-03-06 astro-ph
Rapid dissipation of magnetic fields due to Hall current
我们提出了一种机制，快速耗散的磁场，这是有效的分层介质中的离子运动可以忽略不计。在这样的介质中，场被冻结在电子中，霍尔电流占主导地位。虽然霍尔电流保存磁能，但在存在密度梯度的情况下，它们能够产生电流片，该电流片可以是磁场的有效耗散的场所。我们恢复的频率，$ω_{MH}$，霍尔振荡的密度梯度的存在下修改。我们表明，这些振荡可以导致交换能量的不同组成部分之间的领域。我们计算的时间演化，并表明，磁场可以耗散的时间尺度上的顺序$1/ω_{MH}$。这种机制可以在具有非常陡峭的密度梯度的系统中发挥重要作用，其中离子是静态的，例如在中子星的固体地壳中发现的那些。
1999-11-24 astro-ph physics.plasm-ph
Viscous Boundary Layer Damping of R-Modes in Neutron Stars
最近的工作提出了一个令人兴奋的可能性，即旋转中子星核中的r模（Rossby波）可能是强引力波源。我们估计了固体地壳对它们的粘性阻尼率的影响，并表明振荡流体和几乎静止的地壳之间的粘性边界层中的耗散率比整个内部的剪切高10^5倍以上。当核心温度低于10^10 K时，这将使引力r模不稳定性开始的最小频率增加到至少500 Hz。它消除了r-模不稳定性与毫秒射电星的吸积驱动自旋上升的冲突，并使得r-模不稳定性在吸积中子星中不太可能活跃。对于新生的中子星，在出生后不久形成的固体外壳会影响它们的引力波自旋，从而影响地基干涉引力波探测器的探测能力。
1999-11-09 astro-ph gr-qc
Magneto--thermal evolution of neutron stars
研究了轴对称中子星壳热演化和磁演化的相互影响。考虑到现实的微物理输入，我们发现焦耳效应释放的热量与地壳中的电流循环一致，我们将其影响纳入二维冷却计算。我们解决感应方程数值使用混合方法（光谱的角度，但在径向方向上的有限差分方案），耦合到热扩散方程。首次对中子星的磁热耦合演化进行了长期二维模拟。这大大改善了以前的作品中，一个非常粗糙的近似至少在一个部分（热或磁扩散）已被采用。我们的研究结果表明，焦耳加热和磁扩散之间的反馈是强大的，导致更快的耗散更强的领域在第一个百万年的NS的生活。因此，所有出生时磁场大于临界值（约5 × 10 ^{13} G）的中子星，在后期都能达到相似的场强（约2-3 × 10^{13} G）。无论初始磁场强度如何，经过$10^6$年后，温度变得如此之低，以至于磁扩散时间尺度变得比射电天文学家的典型年龄更长，从而导致旧NS中的磁场显然没有耗散。我们还证实了较强的相关性之间的磁场和表面温度的相对年轻的NS在初步工作中讨论。具有强内部环向分量的模型的有效温度系统地高于具有纯极向场的模型的有效温度，这是由于存储在环向场中的额外能量库随着场消散而逐渐释放。
2008-12-16 astro-ph
Dynamics of Quantum Vorticity in a Random Potential
我研究的是随机势场中超流涡旋的动力学，比如中子星的内层。低于临界流速的环境超流体，涡是有效地固定的晶格力，即使在零耗散的限制。低速的、不稳定的运动在动力学上是不可能的，这一结果对于理解中子星进动和超流体核物质的动力学性质具有重要意义。
2009-03-27 astro-ph cond-mat.quant-gas
Joule Heating in Neutron Stars under Strong Gravitation
考虑到中子星壳内磁场耗散引起的焦耳加热是维持非常古老的中子星表面相对较高温度的有效机制，研究了广义相对论的作用。结果表明，虽然恒星强引力场产生的时空弯曲效应减缓了磁场的衰减速率，但时空弯曲对初始磁场位形和初始场强的改变，导致焦耳加热速率的增加。因此，时空曲率支持焦耳加热，以保持相对较高的表面温度，这与观测检测一致。
2000-06-23 astro-ph
Ekman layers and the damping of inertial r-modes in a spherical shell: application to neutron stars
近年来，旋转流体的本征模，即惯性模，在与中子星内的引力辐射耦合时的不稳定性受到了广泛的关注。然而，这些模式已经被流体动力学家知道很长时间了。我们简要介绍了它们的历史，并回顾了我们目前对它们的性质的理解。考虑到一个球形容器的情况下，我们然后给出了与惯性r-模式的边界（埃克曼）层流的精确解，并表明以前的估计都低估了这些层的耗散。我们还表明，一个内核的存在下，这种耗散的影响不大。作为结论，我们计算了在不可压缩流体模型下，结壳中子星在温度/转动平面上的不稳定窗口。
2001-01-31 astro-ph gr-qc
Focusing of Alfvenic Power in the Context of Gamma-Ray Burst Emissivity
中子星环境中磁层的高度动态扰动可以很自然地解释伽马射线暴谱中观测到的特征。然而，源的分布似乎是河外的。虽然非灾难性的各向同性发射机制可能会被排除在能量和时间参数，磁流体动力学过程可以产生强烈的各向异性的伽马射线与可观察到的通量约1 - 2 Gpc的距离。在这里，我们表明，剪切阿尔芬波传播沿开放的磁层磁力线在磁极磁化中子星转移其能量耗散的电流维持磁场失调，从而集中到一个空间区域的功率约1000倍小于地壳扰动。这产生沿着某些方向的强（可观察的）通量增强。我们将这个模型应用于一个"关闭"的源种群，这些源种群仍然保留了它们的强磁场，并在大于5秒的时间内实现了对齐。
1993-06-18 astro-ph
The elusiveness of old neutron stars
老的中子星（ONSs）辐射掉了它们的内能和转动能，但如果吸积了星际介质，它们仍然会发光。尽管它们的数量很多，但迄今为止只探测到两个有希望的候选物，从ROSAT勘测的分析来看，它们的可观测性受到相当严格的限制。这与乐观的理论估计，预测了大量的来源，在ROSAT领域。我们重新考虑了ONS的可观测性问题，考虑了中子星寿命期间自旋和磁场的演化。在自旋诱导场衰减模型的框架中，我们证明了如果地壳电流耗散的特征时间尺度为~ 10^8 ~ 10^9年，那么目前处于吸积阶段的ONS总数比以前的数字减少了~5倍。这使得理论预测更接近观测极限。大多数ONS目前应该处于推进器阶段，如果受到间歇性燃烧的影响，它们是可以观测到的。
1998-02-03 astro-ph
An exceptionally bright flare from SGR1806-20 and the origins of short-duration gamma-ray bursts
软伽马射线中继星（英语：Soft gamma ray repeater，SGR）是银河系中的X射线星，在零星的活动期间会发出大量短持续时间（约0.1秒）的硬X射线爆发。它们被认为是磁星：强烈磁化的中子星，其发射是由磁能的耗散提供动力的。在这里，我们报告了SGR 1806-20的长（380秒）巨型耀斑的探测，它比我们银河系中以前观测到的任何瞬态事件都要明亮得多。(In在最初的0.2秒，耀斑释放的能量相当于太阳在25万年内辐射的能量。）它的力量可以用一种灾难性的不稳定性来解释，这种不稳定性涉及全球地壳破裂和磁星上的磁重联，以及恒星外部磁场线可能发生的大规模解扭。从很远的距离看，这一事件似乎是一个持续时间短、光谱硬的宇宙伽马射线暴。因此，至少有相当一部分神秘的短时间伽马射线暴可能来自河外磁星。
2005-05-11 astro-ph
The r-modes in accreting neutron stars with magneto-viscous boundary layers
我们从两个方面探讨了吸积中子星中r模的动力学。首先，我们探讨如何耗散的磁粘性边界层（MVBL）在壳核界面支配阻尼的r-模式扰动的流体内部。考虑两种模型：一种假设内部是普通流体，另一种假设核心由超流中子、II型超导质子和普通电子组成。我们表明，在我们的近似，没有解决方案的磁流体动力学方程存在于超流体模型时，中子和质子涡被钉扎。然而，如果只有一种涡旋被钉扎，我们可以找到解决方案。当中子涡旋被钉扎而质子涡旋被解除钉扎时，除非钉扎很弱，否则耗散比普通流体模型中的耗散要大得多。当质子涡被钉扎而中子涡未被钉扎时，即使钉扎很强，耗散也与普通流体模型相当或略低。我们还发现，在超流模型中，相对较弱的径向磁场~ 10^9 G（10^8 K / T）^2对MVBL有很大的影响，尽管相互摩擦的影响往往会抵消磁场的影响。其次，我们发展我们的两个模型的时间，占吸积，并探讨如何的磁场强度，r-模式饱和振幅，吸积率影响这些恒星的周期演化。如果r-模式控制吸积中子星的自旋周期，我们发现磁场可以影响低质量x射线双星（LMXB）的自旋频率的聚类，以及这些双星中目前发射引力波的比例。
2002-09-20 astro-ph gr-qc
R-mode runaway and rapidly rotating neutron stars
我们提出了一个简单的自旋演化模型，预测快速旋转吸积中子星将主要局限于一个狭窄的范围内的自旋频率; P= 1.5-5毫秒。这是在协议与目前的观测中子星在低质量X射线双星和毫秒射电脉冲星。模型中的主要成分是：i）在临界自旋速率以上的r-模式的不稳定性，ii）由于粘性阻尼机制抵消了r-模式的增长而释放的热量引起的热失控，以及iii）由于在一个古老且相对较冷的中子星的地壳底部存在粘性边界层而对耗散强度的修正估计。我们讨论的引力波，辐射在短暂的r-模式驱动的自旋下降阶段。我们还简要地谈到新的估计如何影响预测的热年轻中子星的初始自旋周期。
2000-03-14 astro-ph gr-qc
The MHD Kelvin-Helmholtz Instability II: The Roles of Weak and Oblique Fields in Planar Flows
我们对2 1/2维Kelvin-Helmholtz不稳定流的非线性演化进行了高分辨率的MHD模拟。除了具有双曲正切速度剖面和小的法向模式扰动的薄剪切层外，模拟的流和场最初是均匀的。该计算考虑包含平行于剪切层的磁场的流动的周期性部分，但是相对于流动矢量在整个角度范围内投影。它们的目的是为全三维计算做准备，并解决早期工作中提出的两个具体问题：1）场的取向在2 1/2维MHD Kelvin-Helmholtz不稳定性的非线性演化中起什么作用（如果有的话）。2)假设磁场太弱，以至于不能抵抗流动的线性扰动而稳定，那么不稳定性的非线性演化如何依赖于磁场的强度。第三方向上的磁场分量仅通过较小的压力贡献来贡献，因此流动基本上是2D的。即使是非常弱的场也能显著地提高能量耗散的速率。在所有的情况下，我们研究了磁场放大通过拉伸在旋涡中是有限的撕裂模式，“快速”的重联事件，隔离，然后破坏磁通量岛屿内的旋涡和放松的领域外。如果在重联之前产生的磁张力与流中的雷诺应力相当，则在重联期间该流被重组。否则，对等离子体的主要影响是熵的产生。磁通量从旋涡中的有效排出与Weiss在理想化旋涡中具有大磁雷诺数的被动场所示的情况非常相似。我们证明，
1997-01-09 astro-ph
Magnetar Corona
磁星的持续高能辐射是由围绕中子星的等离子体日冕产生的，总能量输出约为10^{36}erg/s。日冕的形成是由于偶尔的星震扭曲了恒星的外部磁场，并在封闭的磁层中感应出电流。一旦扭曲，磁层由于其自感应作用不能立即解旋。自感电场将粒子从恒星表面升起，加速它们，并在磁层中引发对产生的雪崩。产生的等离子体电晕维持卷曲（B）所需的电流并调节自感电动势。通过筛选。这个日冕保持动态平衡：它在光穿越时间内不断地丢失到恒星表面，并补充新的粒子。实质上，扭曲的磁层就像一个加速器，将环向场能量转化为粒子的动能。在自组织临界性范围内，沿磁场的电压保持在对产生点火的阈值附近。实验测得的电压约为1GeV，这与观测到的耗散率10^{36}erg/s相一致.日冕粒子撞击固体地壳，撞击出质子，并调节恒星流体静力大气的柱密度。大气和日冕之间的过渡层是观测到的磁星100 keV辐射的可能来源。日冕还发射高达10^{14}Hz的曲率辐射，并可以提供观测到的红外光学光度。
2006-08-17 astro-ph
Gravitational waves from freely precessing neutron stars
本文模拟了自由进动中子星的引力波辐射。其目的是估计可能的源强度，作为引力波天文学家寻找此类信号的指南。我们将恒星建模为一个部分弹性、部分流体的天体，其转动惯量张量具有四极形变。自由岁差的角振幅受到恒星地壳有限的破裂应变的限制。内部耗散对恒星的影响是重要的，在扁圆形变的恒星中，进动角会迅速衰减。然后，我们继续研究详细的情况下，自由岁差创建和/或维持一些天体物理机制。我们考虑吸积力矩，电磁力矩，毛刺和恒星遭遇的影响。我们发现，所考虑的机制要么太弱，导致先进的LIGO干涉仪可检测到的信号，或发生太少，给一个合理的事件率。因此，我们的结论是，至少使用我们的恒星模型，自由岁差是不是一个很好的候选人检测即将到来的激光干涉仪。
2001-06-29 astro-ph gr-qc
Gravitational Waves from Neutron Stars with Large Toroidal B-fields
我们表明，NS的大环形B-字段往往自然演变成有力的引力波（GW）发射器。环向场B_t倾向于使南北向变形为扁长形，而这种磁变形可以很容易地控制南北向地壳“冻结”的扁率。具有这种量级的冻结B场的弹性NS显然是长期不稳定的：NS的角动量J^i和恒星磁轴n_B^i之间的摆动角在耗散时标上增长，直到J^i和n_B^i正交。这个最终的方向显然是引力波（gw）发射的最佳方向。不稳定性的基本原因是相当普遍的，所以我们推测，相同的最终状态达到一个现实的NS。假设这一点，我们表明，对于LMXB的B_t的数量级为10^{13}G，自旋从gw的是足够的平衡吸积扭矩-支持Bildsten的建议。大多数毫秒双星的自旋下降速率也可以归因于由环形B场产生的gw辐射，这两种来源都可以被LIGO II观测到。虽然新生NS的第一年自旋下降很可能是由em过程主导的，但对于我们银河系中的新生NS，合理的B_t和（外部）偶极场B_d值可以导致可检测的gw发射水平。
2002-08-23 astro-ph gr-qc
