Signal of Quark Deconfinement in Millisecond Pulsars and Reconfinement in Accreting X-ray Neutron Stars
理论上，夸克禁闭相和去禁闭相之间的相变对毫秒双星的自旋性质和低质量双星中X射线中子星的自旋分布有显著的影响。在后一类恒星中，已经观察到了这种效应--在一个狭窄的自旋带中，种群中有一个很强的集群。所观察到的聚类目前不能唯一地指定为相变的原因。然而，还有另一种可能的信号-到目前为止还没有观察到-我们也讨论了毫秒级的信号。它有着相同的起源，它的发现将倾向于证实恒星核心发生相变的解释，以及高密度相存在于更高质量的正则中子星中。
2001-06-04 astro-ph nucl-th
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
Spin-up of Solitary Pulsars: Signal of Deconfinement
中子星核心物质性质的相变，如夸克解除禁闭或玻色凝聚，可以引起孤立毫秒脉冲星的自发自旋。我们的模型的自旋上升时期持续$2\times 10^7$年或自旋下降时间的1/50。
1998-03-06 astro-ph nucl-th
Quark deconfinement and implications for the radius and the limiting mass of compact stars
我们研究了在考虑夸克-强子相位之间的有限尺寸效应时，恒星致密天体中强子-夸克的退禁闭相变的结果。我们证明了在中心压力（引力质量）的阈值以上，中子星衰变（转换）为混合中子星或奇异星是亚稳态的。亚稳组态的“平均寿命”与恒星中心压力的大小密切相关。我们探讨的后果的亚稳定性的“”的中子星和存在稳定的紧凑的夸克星（混合中子星或奇怪的明星）的概念上的限制质量的紧凑的明星。我们讨论的影响，我们的方案上的解释恒星的质量和半径提取的几个X射线致密源的光谱。最后，我们表明，我们的方案意味着，作为一个自然的结果，两个步骤的过程，这是能够解释推断的超新星爆炸和伽玛暴之间的“延迟”的连接，也给正确的能量功率伽玛暴。
2004-02-17 astro-ph hep-ph nucl-th
Effects of hyperons on the dynamical deconfinement transition in cold neutron star matter
在与中子星核相关的低温下，研究了稠密强子物质中超子的存在对夸克物质量子成核的影响。我们分别用相对论平均场论和MIT袋模型计算了解除禁闭前后的物态方程和物质组成，考虑了强子系统中存在超子和不存在超子的情况.我们发现超子中的奇异性可以减少解除禁闭时的密度跳跃，也可以减少强子相中的轻子分数。作为这些减少的结果，处于虚或实状态的夸克物质液滴的有效质量减轻，其电荷减少到几乎为零。在没有超子的情况下，液滴电荷上轻子的库仑屏蔽对成核后的液滴生长具有重要意义，因此被证明是无关紧要的。如果有效液滴质量足够小，可以与势垒的高度相比较，相对论的影响会导致通过量子隧穿的液滴形成速率的指数增加，而能量耗散在减速液滴形成中所起的作用（对于没有超子的物质来说，这是主要的）变得不那么重要。对于有和没有超子的物质，我们估计了由于恒星自旋下降或伴星质量吸积而在压缩过程中形成恒星中第一个液滴所需的超压。从量子成核到Arkenius型热成核的交叉发生的温度被证明是大的核心中的物质的温度相比。
1998-08-20 astro-ph nucl-th
Two branches of neutron stars - reconciling a 2M_sun pulsar and SN1987A
Brown和Bethe（1995）通过对SN 1987 A的分析得出结论，冷中子星的最大质量较低，M_max~1.5M_sun。如此低的M_（max）值是由于K介子在星核中的凝聚而引起的，这意味着质量过大的去质子化质子中子星坍缩成黑洞。这自然可以解释SN 1987 A残骸中为何没有中子星。另一方面，最近对PSR J0751 + 1807的质量评估给出了M_max> 2M_sun。这与最初的贝特-布朗模型相矛盾，但可以在本信中提出的情景中得到调和。我们考虑两种类型的高密度软化的致密物质模型，由于从一个非奇怪的N相的物质的奇异携带相S：K介子凝聚和夸克的解除禁闭的过渡。考虑了两种在恒星核坍缩中形成中子星的情形。在第一种情况下，在足够热和密度的超新星核心中，S相的成核足够快，从而形成S相核心，这意味着M_max = M ^S_max =~1.5M_sun。在第二种情况下，S相在中子星诞生时的成核速度太慢，无法实现，恒星变得很冷，但没有形成S相核心。然后，恒星质量可以通过吸积增加，直到达到中心密度ρ_crit，并形成S相。这N支中子星终止于M = M_crit，我们选择了几种满足M ^N_max> 2M_sun必要条件的N相模型，并将它们与K介子凝聚和夸克解除禁闭模型相结合。对于K介子凝聚，我们得到M_crit =~M ^S_max =~1.5M_sun，这被PSR J0751 + 180…
2007-05-31 astro-ph
QCD deconfinement -- phase transitions and collapsing quark stars
本文讨论夸克禁闭的非拓扑孤子模型中的QCD相变，并探讨可能的天体物理结果。我们的核心思想是从孤子模型的角度来看待夸克星（夸克物质被认为是存在的，因为夸克物质在能量上优于普通物质）。我们认为，大质量演化恒星在核心坍缩过程中发生的相变可能提供了一种新的物理效应，这种效应在超新星爆炸模型中没有考虑。我们还指出，合并夸克星可能会产生伽马射线暴能量足以在宇宙学的距离。基于有限温度非拓扑孤子模型的思想克服了中子星合并中的主要困难--重子装载问题和爆发的非热谱。
1996-08-10 astro-ph
Quark Deconfinement inside Compact Stars and Gamma Ray Bursts Inner Engine
伽马射线暴的时间结构可以被解释为假设一个内部引擎的中子星，通过生产的奇异（超子和K介子）和夸克进行了渐进的紧化。我们将提出一个尝试性的识别不同的发射周期的爆发与特定的结构变化的明星。致密恒星的每一种成分变化都是以爆燃而不是爆炸的形式发生的，因此在转变中释放的能量主要转化为热量，而不是机械波。这对于避免致密恒星周围区域的重子污染是很重要的。通过这种方式，我们可以得到由电子-正电子对和光子组成的超相对论等离子体，为伽马射线暴提供能量。
2006-08-10 astro-ph
Spin-down of compact stars and energy release of a first-order phase transition
在中子星的自旋下降过程中，强子物质到夸克物质的解除禁闭相变可以连续发生。如果是一级相变，则会导致潜热的释放。我们研究了含有强子物质和夸克物质混合相的旋转混合星模型的这种去禁闭相变的能量释放。通过研究无限小压缩的随机过程，计算了每个重子释放的潜热。最后，通过输入混合相的状态方程，并基于恒星的旋转结构方程，自洽地得到了去禁闭相变的加热亮度。
2007-08-07 astro-ph
Neutron Stars as a Probe for Dense Matter
我们利用包含强子和夸克自由度的有效手征模型，通过计算不同温度和熵下的中子星性质，研究了中子星冷却的不同阶段。计算了恒星的质量和半径等宏观性质，并与观测结果进行了比较。可以看出，在中子星演化的不同阶段，手征恢复和去禁闭对中子星核心夸克物质的影响对恒星的演化具有重要意义，并使人们能够深入了解极端密度下物质的行为。
2009-01-30 astro-ph
Sequential deconfinement of quark flavors in neutron stars
我们提出了一个方案，其中三个轻夸克的味道是顺序decofined在增加压力下，在冷的不对称核物质，如发现，在中子星中。我们分析的基础是一个Nambu-Jona-Lasinio（NJL）型的手征夸克物质模型，在自旋为1的单味通道（CSL）、自旋为0的双味通道（2SC）和三味通道（CFL）中具有双夸克对。我们发现，由于β平衡和电荷中性引起的味不对称性，当下夸克费米海被填充（d夸克滴线）时，核子解离开始于饱和密度n_0附近。在约3n_0处出现u夸克，并形成双味色超导（2SC）相。s-夸克费米海只有在更高的重子密度下才能被填充，此时夸克化学势是动态产生的奇异夸克质量的量级。在核物质领域，我们采用Dirac-Brueckner Hartree-Fock（DBHF）方法和Shen等人的混合状态方程（EoS）方法，构造了两种不同的混合状态方程。相应的混合恒星序列的最大质量分别为2.1和2.0 M太阳。两味和三味夸克物质相只存在于引力不稳定的混合恒星解决方案中的DBHF的情况下，而申的EoS产生稳定的配置与2SC相分量的大质量恒星的核心。通过d夸克滴的核子解离可以作为一个深部地壳加热过程，这显然是解释超爆和X射线瞬变冷却所必需的。
2009-11-24 astro-ph hep-ph nucl-th
Quark Stars: Features and Findings
在温度和/或密度的极端条件下，夸克和胶子预计将经历解除禁闭的相变。虽然这在超相对论重离子对撞机（BNL-RHIC）上是一种短暂的现象，但夸克物质可能自然存在于中子星的致密内部。在此，我们提出了一个评估的可能的相位结构的致密夸克物质的中子星，和它的存在的可能性给定的中子星的观测现状。我们的结论是中子星内部的夸克物质不能被排除，尽管最近的观测证据排除了大多数软状态方程。
2007-01-25 astro-ph
Signature of deconfinement with spin down compression in cooling hybrid stars
中子星的热演化与它们的自旋下降以及由此产生的结构和化学成分的变化相耦合。这种耦合将恒星表面温度与旋转状态以及时间联系起来。我们报告了一个广泛的调查之间的耦合自旋下降和冷却的混合星经历了相变，以deconfined夸克物质在高密度存在于低旋转频率的恒星。重新分析了中子星的热平衡，将相变和相关的潜热自洽，并进行了数值计算，同时演变的恒星结构和温度分布。我们发现，在恒星的结构和化学成分的变化与引进一个纯夸克物质相的核心延迟冷却，并产生一个时期的增加表面温度的强和中等磁场强度的强超流星。如果夸克物质是超流的，那么解除禁闭的潜热会加强这种特征，并且它可以在纯夸克物质核心的形成过程中主导热平衡。在其他时候，它不太重要，不会显着改变热演化。
2009-04-05 astro-ph hep-ph nucl-th
Phase Diagram for Spinning and Accreting Neutron Stars
将中子星组态视为夸克系统，用夸克核组态的分界线N_{crit}（Omega）得到了角速度（Omega）-重子数（N）平面上的相图。在辐射和质量吸积作用于恒星的外力矩定义的不同情形下，研究了该图中中子星演化的轨迹。它们显示了当恒星进入夸克核状态时旋转运动学的特征变化。对于孤立的恒星，研究了解除禁闭的制动指数信号对恒星质量的依赖性。对不同初始磁场、磁场衰减时间、初始质量和质量吸积率的吸积低质量X射线双星在相图中的自旋演化进行了模型计算。这些物体在相图中的线N_{crit}（欧米茄）的人口集群建议作为一个可观察到的信号的解除禁闭相变，如果它存在的自旋和吸积中子星。
2002-07-14 astro-ph hep-ph nucl-th
Testing Deconfinement at High Isospin Density
我们研究了在重离子碰撞中重子和同位旋密度达到很高时从强子物质到夸克和强子混合相的跃迁。我们着重讨论了高密度核子对称能的作用，在这方面，在强子拉格朗日量中加入标量等矢量介子（δ耦合）显得相当重要。我们详细研究了混合相中夸克物质滴的形成，并讨论了高密度区的有限尺寸和有限持续时间对夸克滴成核几率的影响。我们发现，如果夸克模型的参数是固定的，使得夸克星的存在是允许的，那么混合相开始形成的密度在Z/A \sim 0.3--0.4范围内急剧下降。这为利用富中子核的地面实验验证Witten-Bodmer关于夸克物质绝对稳定性的假设提供了可能性。这些实验也可以提供相当严格的约束状态方程（EoS）用于描述前超新星引力坍缩。为了表明即使在相对较低的能量下，在几个AGeV的范围内，系统也可以进入这种不稳定的混合相，进行了一致的富中子重离子碰撞模拟。一些前兆观测建议，特别是一个“中子陷阱”的效果。
2006-02-17 astro-ph hep-ph nucl-th
Strangeness in Neutron Stars
人们普遍认为，中子星中心达到的巨大密度提供了一个高压环境，在这个环境中，几种有趣的粒子过程可能会相互竞争。这些范围从超子的产生到夸克解除禁闭，再到K介子凝聚和H物质的形成。理论上，中子星内部还有更多奇异的过程，比如绝对稳定的奇异夸克物质的形成。在后一种情况下，中子星将主要由奇怪的夸克物质组成，可能包裹在一个薄的核壳中。本文简要介绍了这些引人注目的物理可能性，并着重讨论了奇异性在中子星物质中所起的作用。中子星物质在极高的重子数密度和极低的温度下构成压缩重子物质，这是相对论性重离子碰撞实验所不能达到的。
2006-04-20 astro-ph
Neutral Beams from Blazar Jets
我们处理的中子，光子和中微子的产生，通过相对论质子与周围的光子在致密的耀变体内部喷流的光子相互作用。我们表明，外部UV辐射场的存在使得能量> 1 PeV的质子可能已经有很强的能量损失，而没有这个分量，质子的有效能量损失仅在E > 10^{18} eV时开始。我们开发了一个模型，描述生产和逃逸的中子从一个共同运动的球形斑点，继续与周围的外部辐射场的秒差距尺度宽线区（BLR）的相互作用。中子可能携带BLR外加速超过E ~ 1 PeV的质子总能量的~10%。超高能（UHE）伽马射线产生的光子相互作用的中子以外的斑点也可以逃脱的BLR。逃逸的中子、γ射线和中微子形成具有特征张角~ 1/γ的准直中性束，其中γ是内喷流的体洛伦兹因子。由于中子在~（E_n/10^{17} eV}）kpc处的衰变，以及能量为E_g ~ 10^{15}-10 ^{18} eV的γ射线在（10-100）kpc处的成对产生衰减，束流的能量和动量主要沉积在扩展喷流中。在这种情况下，UHE伽马射线和中子的中性束可能是像Pictor A那样的直线延伸喷流的原因。从平谱射电类星体，如3C 279，可以预测到用千米级中微子望远镜可以探测到的中微子通量。
2003-01-15 astro-ph
Neutron Stars, Supernova Explosions and the Transition to Quark Matter
在中子星中可以发生向夸克物质的转变。讨论了一个混合星的结构，它包含一个由夸克物质组成的核心。非自转混合星的最大质量为1.6 M_s。简要分析了夸克相位的可能特征，如脉冲星的定时、冷却速率等。解除禁闭的转变也可以在超新星前坍缩期间发生。通过引入有限温度状态方程研究了这种可能性。后者对质子分数的依赖性是至关重要的。在Z/A = 0.3时，密度略高于核物质饱和密度时，状态方程的软化有助于获得爆炸。同时，在较大的密度下，状态方程的刚性足以支持与观测相符的中子星。
1999-04-09 astro-ph
Chemical Evolution of Strongly Magnetized Quark Core in a Newborn Neutron Star
研究了强磁场作用下新生致密中子星中初生夸克物质核的化学演化。得到了强磁场存在下简并夸克物质核中奇异夸克产生的有效速率。研究表明，在强磁场的存在下，夸克物质的核心变得能量不稳定，因此在这种情况下，在紧凑的中子星中心的夸克物质的解除禁闭过渡是不可能的。发现中心核处使系统相对于致密核物质能量不稳定的临界磁场强度为$\sim 4.4\times 10^{13}$ G。这是电子的朗道能级被填充的典型强度。讨论了在这种高密度和超强磁场环境下的其他可能的相变。
1998-11-16 astro-ph
Thermal evolution of rotating hybrid stars
当中子星自转减慢时，由于核心密度增加，核物质不断转化为夸克物质，然后释放出潜热。我们研究了中子星经历这种去禁闭相变后的热演化。我们已经在广义相对论的框架内考虑了这种转换。释放的能量被估计为退禁闭重子数变化率的函数。得到的冷却方程的数值解与无热效应时的数值解有很大的不同。结果表明，尽管具有夸克物质核的中子星开始快速冷却，但中子星可能被加热到更高的温度，这与脉冲星的数据很好地匹配。研究还发现，热效应具有磁场强度依赖性。这一特征对于低场毫秒脉冲星后期的高温可能是特别有趣的。高温与PSR J 0437 -4715的观察温度相符。
2007-02-28 astro-ph hep-ph nucl-th
Deconfinement transition in rotating compact stars
利用轴对称引力场及其源--旋转致密星的广义相对论形式，发展了关于角速度的微扰理论，定义了恒星的质量、形状、惯性动量和总能量等物理量。研究了恒星内部结构由于自转而发生的变化，并分别计算了对转动惯量的不同贡献。数值解已被执行使用的两味模型状态方程描述的解除禁闭相变的约束下的总重子数和电荷的守恒。在旋转中子星的自旋下降演化过程中，低于临界值的角速度的夸克物质核心可以出现，这可能是检测脉冲星定时的特征信号。在自旋下降的情况下，由于磁偶极辐射，它示出的制动指数从$n=3$的偏差不仅可以信号的发生，但也在脉冲星的夸克核的大小。提出了一种新的方案，由于质量吸积到快速旋转的紧凑型恒星，自旋下降到自旋上升过渡可能标志着在其内部的解除禁闭过渡。
2000-02-23 astro-ph nucl-th
Isospin dependence of the critical quark-deconfinement densities
我们探讨的临界密度的依赖关系，分离强子物质的混合相的夸克和强子，对比例$Z/A$。我们使用MIT袋模型和色电介质模型来描述夸克动力学，而对于强子相，我们采用各种相对论状态方程。我们发现，如果夸克模型的参数固定，允许夸克星的存在，则临界密度在$Z/A \sim $ 0.3- 0.4范围内急剧下降。此外，对于$Z/A \sim $ 0.3，临界密度仅略大于对称核物质的饱和密度。这就有可能利用地面实验来验证关于夸克物质绝对稳定性的维滕-博德默假设，在这些实验中，富中子核被测试。
2002-10-16 astro-ph hep-ph nucl-th
Roles of Hyperons in Neutron Stars
我们研究的角色，超子的存在下，在核心的中子星可能发挥在确定这些恒星的整体性质。这项研究是基于估计超子出现在中子星物质中的核饱和密度的两倍左右，并强调可以归因于物质的一般多物种组成的影响，因此仅弱依赖于强相互作用的特定建模。我们的分析表明，超子的形成不仅软化状态方程，但也严重限制其值在高密度。相应地，中子星最大质量的有效范围被限制在大约1.5-1.8 $M_\odot$，这比忽略超子形成时的有效范围要窄得多。建议有关中子星半径和旋转演化的影响，我们证明了超子的状态方程的影响，允许调和观察到的脉冲星毛刺与低中子星最大质量。我们讨论了超子对中子星冷却速率的影响，包括最近的结果表明超子也可能耦合到高密度物质的超流态。我们比较了核物质与超子物质，并表明一旦超子在中子星物质中积累，它们就降低了介子凝聚的可能性，但增加了对重子解除禁闭的敏感性，这可能导致混合的重子-夸克物质相。
1998-10-22 astro-ph
Neutral color-spin locking phase in neutron stars
我们提出的自旋-1色自旋锁定相位（CSL）使用NJL型模型在两味夸克物质的致密星应用的结果。CSL缩合物是味对称的，因此可以容易地满足电荷和色中性。我们发现小的能隙~1 MeV，这使得CSL物质组成和EoS与正常的夸克物质相位没有很大的不同。在我们的计算中，我们保持有限的夸克质量，并且没有得到可能在中子星的后期冷却中产生强烈后果的无隙模式。最后，我们表明，该区域的相图相关的中子星核心，当不对称味配对被抑制，可以覆盖的CSL相。
2006-11-09 astro-ph hep-ph
Is astronomy possible with neutral ultra-high energy cosmic ray particles existing in the Standard Model?
最近观察到的能量为E ~ 10 EeV的HiRes立体宇宙线事件与BL Lac之间的相关性发生在一个角度上，这强烈表明初级粒子是中性的。我们分析这种相关性，如果不是统计波动，是否可以在标准模型中解释，即，假设只有已知的粒子和相互作用。我们还没有找到一个合理的过程，可以解释这些相关性。最接近的机制--在我们银河系的红外背景中质子转化为中子--仍然产生不到所需的中性粒子通量约2个数量级。在E ~ 100 EeV时情况就不同了，在那里地球上的宇宙射线通量可能包含高达百分之几的中子，指向河外源。
2006-12-13 astro-ph
On the nature of bimodal initial velocity distribution of neutron stars
我们认为射电星反冲速度分布的双峰性质与强子星（{ \it，即}）之间的二分法有关。不含夸克物质的中子星）和夸克星。双峰性可能是由于不同的爆炸机制导致形成两种类型的致密星，或者由于两组不同的参数掌握了一种特定的反冲机制。低速最大值（在$\sim 100$ km s $^{-1}$）与强子星的形成有关，而第二个峰值对应于夸克星。在强子星延迟坍缩为夸克星的模型中（Berezhiani et al. 2003 \nocite{bbd2003}），夸克解除禁闭导致了第二次能量释放和第二次反冲，除了在超新星爆炸过程中给予新形成的强子星的反冲之外。如果电磁火箭机制对脉冲星反冲有重要贡献，那么高速度峰值可能与夸克星相对于强子星的较短初始自旋周期有关。我们讨论这些场景的{ \it proet contra}。
2004-05-13 astro-ph
Signal of Quark Deconfinement in the Timing Structure of Pulsar Spin-Down
在旋转中子星的核心，核物质向夸克物质的转化改变了它的转动惯量。因此，发生转换的时期将在自旋下降的“signal_prl.tex”581行，22203个字符的字符特征中用信号通知。我们发现，一个被称为制动指数的观测值应该很容易测量的过渡时期，可以有一个值远离（数量级）的规范值三预期的磁偶极子辐射，并可能有任何一个符号。转变时期的持续时间由辐射的角动量的缓慢损失决定，并且通过由相变引起的转动惯量的减小而进一步延长，这甚至可以引入自旋加速时期。我们估计，大约每一百颗彗星中就有一颗会经过这个阶段。这种现象类似于20世纪70年代在旋转核的转动惯量中观察到的“bachbending”，这也标志着内部结构随着自旋的变化而变化。
1997-05-29 astro-ph nucl-th
Neutrino emissivity under neutral kaon condensation
研究了中性K介子凝聚态的中子星物质的中微子发射率。结果表明，一个新的冷却通道被打开，而且，更重要的是，所有以前已知的渠道获得更大的发射率达到正常物质的直接URCA循环的水平。
2005-11-29 astro-ph
Andreev-Bashkin effect and knot solitons in interacting mixture of a charged and a neutral superfuids with possible releveance for neutron stars
本文讨论了中性玻色凝聚体和带电玻色凝聚体相互作用的混合体，假设这种混合体在中子星内部以中子超流体和质子超导体共存的形式实现。结果表明，在该系统中，除了$S^1\to S^1$映射的普通涡旋外，中子凝聚体还允许（Meta）稳定的有限长扭结孤子，其特征在于具有非平凡的Hopf不变量，在某些情况下由拖曳效应引起的Faddeev-Skyrme项稳定.我们还考虑在这个系统中的螺旋质子磁通管，并表明，相比之下，它不会引起一个Faddeev Skyrme长期。
2004-09-29 astro-ph cond-mat.supr-con gr-qc
Phase Transition in Pulsar Timing
中子星核心物质性质的相变，如夸克解除禁闭或玻色凝聚，可以引起孤立毫秒脉冲星的自发自旋。我们的模型的自旋上升期持续$2\times 10^7$年或自旋下降时间的1/50（Glendenning，Pei和Weber in Ref. \cite{glen97:a}）。未来也有可能对具有低质量伴星的X射线中子星进行测量，以绘制出转动惯量的“后弯”行为。综述了具有多个守恒电荷的物质（如中子星物质）的相变性质。
1998-03-06 astro-ph nucl-th
Strangeness in Neutron Stars
人们普遍认为，中子星中心达到的巨大密度提供了一个高压环境，在这个环境中，许多新的粒子过程可能会相互竞争。这些过程从超子的产生到夸克的解除禁闭，再到K介子凝聚和H物质的形成。理论上，中子星内部还有更奇特的过程，比如绝对稳定的奇异夸克物质的形成，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，最终被包裹在一层薄薄的核壳中。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。这一特征与观测天文学的空前进步相结合，使我们能够以惊人的清晰度看到以前只能想象的景象，使中子星成为广泛的物理研究的理想探针，包括密度物质中奇异性的作用。
2000-08-23 astro-ph nucl-th
Quasi-normal modes of rotating relativistic stars - neutral modes for realistic equations of state
利用几种实际的中子星物质状态方程，计算了完全相对论性快速旋转中子星的零频（中性）准正规f模。零频率模式的信号开始的引力辐射驱动的不稳定性。我们发现，对于引力质量低至1.0 - 1.2 M_（\odot）的恒星，l=m=2（bar）f模是不稳定的，这取决于物态方程。对于1.4 M_ \odot中子星，棒模在最大允许自转速率的83%-93%处变得不稳定。对于大范围的恒星，当1.4 M_ \odot星的转动能与引力能之比T/W \sim为0.07-0.09，最大质量星的转动能与引力能之比T/W \sim为0.06时，棒模变得不稳定。这与T/W \sim 0.14的牛顿值形成对比。对于棒模，我们构造了T/W临界值的经验公式：（T/W）_2 = 0.115 - 0.048 M / M_{max} ^{sph}，它对物态方程的不敏感性在4 - 6%以内。这个公式给出了一个棒模的中性模序列的估计，它仅仅是恒星质量M的函数，给定了非旋转中子星的最大允许质量M_{max} ^{sph}。最近在超新星遗迹N157 B中发现的快毫秒脉冲星，支持了一部分原中子星是在超新星坍缩中以非常大的初始角动量诞生的观点。因此，在一小部分新生中子星中，不稳定性是连续引力波的一个有希望的来源。如果合并后的双中子星的角动量超过形成克尔黑洞所允许的最大值，它也可能在合并后的双中子星的旋转演化（通过角动量的发射）中发挥重要作用…
1998-06-01 astro-ph gr-qc
A Numerical Study of Normal Modes of Rotating Neutron Star Models by the Cowling Approximation
本文将Cowling近似下快速旋转相对论恒星模型的模式分析方法应用于具有真实状态方程的旋转中子星。对于选定的状态方程，数值求解从非旋转到最大旋转状态的恒星模型的f模的本征值和本征函数。低阶f模的中性点被确定为恒星旋转频率的函数。在多方的情况下，我们发现，杆模式可以有中性点的模型与相对较强的引力。中性点处的转动频率随模型的引力质量增大而增大。作为天体物理应用，我们讨论了引力辐射引起的不稳定性的时间尺度和紧凑双星系统在吸气运动中共振激发f模的可能性。
1998-11-06 astro-ph gr-qc
Charged and neutral hyperonic effects on the driplines
本文研究了正常核俘获奇异超子对中子和质子滴线的修正。本文用基于奇异依赖扩展液滴模型的广义质量公式计算了正常核和奇异超核的结合能。用BWMH质量公式计算了所有内部含有中性超子λ、双λ或带电超子Cascade（-）、Theta（+）的超核的中子（Sn）和质子（Sp）分离能。正常的中子和质子滴注线由于超子的加入而被修改（λ，双λ，级联（-），θ（+）等）。正常细胞核的核心如果在对称项中使用质子数而不是净电荷，则含有带电超子的超核与含有中性超子的超核具有类似的核子分离能。由于Theta（+）和Cascade（-）中存在相反电荷的影响，超子及其对应的滴线彼此分离。由于强的超子-核子耦合，所有超子都改变了平均场势。在正常核中加入单个带电超子对整个质子滴线的影响比中性超子的影响更显著。中性超子对质子滴线的影响对轻核比对重核更显著，而带电超子和中性超子都影响几乎整个中子滴线。
2006-05-02 astro-ph hep-ex nucl-ex
Signal for the Quark-Hadron Phase Transition in Rotating Hybrid Stars
在过去的20年里，人们一直认为，被限制的强子和夸克物质相的共存相，被假定为一级跃迁，被严格排除在中子星之外。然而，这是由于一个看似无害的理想化，它已经接近了重要的物理学。这是因为中子星是由多组分组成的，而不是以前（也是不正确的）用来描述中子星中的去禁闭相变的单组分天体。因此，与先前的说法相反，“中子”星很可能在其核心中包含夸克物质，周围是夸克和强子物质的混合相区域。这样的天体被称为混合星。本文讨论了这些恒星的结构以及可能表明其核心存在夸克物质的可观测信号。
1997-05-25 astro-ph hep-ph nucl-th
Dedicated Supernova Detection by a Network of Neutral Current Spherical TPC's
超新星中微子可以很容易地通过测量极低能量核反冲的球形气态TPC探测器检测到。由于中微子核中性流相互作用产生了所有中子的相干贡献，因此对于富中子靶，预期的速率相当大。事实上，对于一颗10千秒差距的典型超新星，使用半径为4米的球形探测器，在10个大气压下使用氦气，预计大约有1000个事件。一个由几个这样简单、稳定和低成本的超新星探测器组成的世界范围的网络，运行时间为几个世纪，是非常可行的。
2005-11-16 astro-ph hep-ex hep-ph
Exploding Bose-Einstein condensates and collapsing neutron stars driven by critical magnetic fields
本文讨论了由带有磁矩的粒子构成的相对论中性矢量玻色子气体的凝聚问题。这种矢量玻色子系统可能是在足够强的磁场中通过中子的平行自旋配对形成的，也可能是在特定的磁场强度和密度条件下通过中性原子形成的。一个强大的自磁化产生由于玻色-爱因斯坦凝聚。然后这个系统，可能类似于据说存在于中子星核心的超流体，在横向坍缩下变得比普通的费米子气体更不稳定。在实验室条件的非相对论极限下，简要讨论了几位作者报道的磁场强度和粒子密度临界值与爆炸玻色-爱因斯坦凝聚体行为的类比。
2004-07-01 astro-ph cond-mat.stat-mech gr-qc
