Submillimeter corrections to gravity and the metastability of white dwarf and neutron stars
弦激发的高维理论表明牛顿定律在亚毫米尺度上的修正。白矮星和中子星的粒子间距离分别为$10^{-10} cms$和$10^{-13} cms$，因此，短距离引力改正的影响值得研究。我们表明，通过进行明确的分析多体计算，在存在的修正，这些紧凑的恒星的正常状态成为亚稳态。恒星实际的量子力学基态是不稳定的。然而，隧穿到不稳定基态的几率很小，以至于恒星实际上可能永远被困在亚稳态。
2006-03-20 astro-ph gr-qc hep-ph
Structure of Proton Component of Neutron Star Matter for Realistic Nuclear Models
我们研究了中子星物质质子组分的性质。形成几个百分比的混合物的质子倾向于被定位在对应于由中子介质中的质子产生的中子物质不均匀性的势阱中。我们计算的能量Wigner-Seitz细胞封闭一个单一的本地化质子。中子本底采用高斯波函数描述，定域质子采用高斯波函数描述。通过求解相应的变分方程得到中子密度剖面。这种方法给出的局部质子能量比以前用不太复杂的方法得到的要低。
2001-11-30 astro-ph
Proto-Neutron and Neutron Stars in a Chiral SU(3) Model
考虑到中微子的俘获、有限的温度和熵，我们将强子手征SU（3）模型应用于中子星和原中子星。过渡到手征恢复阶段的研究和全球性质的恒星一样，最小和最大的质量和半径计算不同的情况下。此外，还考虑了自转对中子星质量的影响，重子数和角动量守恒决定了冷却过程中自转的最大频率。
2008-07-16 astro-ph
Symmetry of the Neutron and Proton Superfluidity Effects in Cooling Neutron Stars
我们研究了中子和质子超流体对核心由核子和电子组成的中子星冷却的联合作用。我们考虑了中子星核中质子的单重态配对和中子的三重态配对。超流临界温度T_c与物质密度有关。本文研究了两种类型的中子对，它们的量子化轴上的库珀对总角动量分量不同（|m_J| =0或2）。我们的计算结果与孤立中子星的热辐射观测结果进行了比较。结果表明，这些观测结果可以用两类超流模型来解释：（1）强质子超流，其最大临界温度T_c^{max} > 4 \times 10 ^9 K，以及任何类型的弱中子超流（T_c^{max} < 2 \times 10^8 K）;（2）强中子超流性（与|m_J| =0配对）和弱质子超流性。这两种模型反映了中子和质子配对的临界温度互换的近似对称性。
2004-11-13 astro-ph
Gravitational Radiation from Rapidly Rotating Nascent Neutron Stars
我们研究了一颗新形成的快速旋转的中子星的长期演化和引力波特征。中子星可能来自大质量恒星的核心坍缩，或者来自白矮星的吸积诱导坍缩。经过短暂的动力学阶段，新生中子星进入轴对称的、长期不稳定的平衡态。引力辐射通过棒模不稳定性驱动恒星到非轴对称的静止平衡位形。发射出的准周期性引力波有一个独特的特征：波的频率从几百赫兹向下扫到零，而波的振幅从零增加到最大值，然后衰减回零。目前正在建造的宽带引力波干涉仪可以探测到这种波信号。我们还描述了两种其他类型的引力波信号，可能会出现在原则上从一个快速旋转，长期不稳定的中子星：一个高频（$f\go 1000$ Hz）波，这增加了模式的速度的明星，和波，实际上增加了角动量的明星。
1994-08-17 astro-ph
Transport properties and neutrino emissivity of dense neutron-star matter with localized protons
正如Kutschera和W{ó}jcik所指出的，极低的质子浓度加上中子-质子有效相互作用的特定密度依赖性，可能导致"质子杂质“在密度超过正常核物质密度四倍的中子介质中的局部化。假设质子杂质的随机分布，我们研究了致密中子星核中质子输运过程的局部化后果。用变分法求解了有关电荷、热量和动量输运的动力学方程。质子的局域化从输运系数中去除了T^{-2}因子，这导致在较低温度下，与质子形成费米液体的标准情况相比，中子星物质的热导率、电导率和剪切粘度大幅降低。由于质子的局域化，许多传统的中微子发射过程（包括改进的URCA过程）在中子星核中变得不稳定。另一方面，由于电子和中子被（定域的）质子散射而导致的中微子-反中微子对韧致辐射的能量损失率将具有特定的T^6依赖性，与标准情况相比，这可能会改变中子星核心的冷却。讨论了质子局域化对中子星演化和动力学的可能天体物理意义。
1999-06-18 astro-ph
Instability of Quark Matter Core in a Compact Newborn Neutron Star With Moderately Strong Magnetic Field
它明确地表明，如果相变发生在一个新生的中子星的核心具有中等强度的磁场强度，它只填充电子的朗道能级，然后在$β$平衡条件下，夸克核心是精力更不稳定比中子物质的相同的物理条件。
2001-10-05 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
Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks. II. Ionization State and Unstable Regions
我们调查在原行星盘磁旋转不稳定性的运作，这可能会导致在磁盘的角动量输运。我们研究了各种带电粒子的空间分布和各种模型的原行星盘的不稳定区域，考虑到离子和电子在颗粒表面的复合，这是一个重要的过程中的大部分磁盘。我们发现，对于所有的模型有一个内部区域，这是由于欧姆耗散磁旋转稳定。这必然使中心恒星上的吸积不稳定。对于最小质量太阳星云的模型，其内部盘是稳定的临界半径约为20 AU，临界半径外的质量吸积速率为10^{-7} - 10^{-6} M_{\odot} yr^{-1}。在低柱密度的圆盘中，稳定区域较小。原行星盘中的尘埃颗粒可能通过相互粘附而生长，并可能向盘的中平面沉积。我们发现，稳定区缩小晶粒尺寸的增加或沉淀的进行。因此，在演化的后期，原行星盘甚至在内部区域也可能是磁旋转不稳定的。
2000-05-23 astro-ph
Formation of an evanescent proto-neutron star binary and the origin of pulsar kicks
如果核心坍缩导致形成一颗被回退物质包围的快速旋转的棒不稳定原中子星，那么我们可以预期它会冷却并碎裂，形成一颗双（原）中子星双星，进入超近轨道。较轻的恒星应该能存活一段时间，直到潮汐质量损失将其推向（原）-中子星的最小稳定质量，然后爆炸。伊姆申尼克和波波夫已经证明，不稳定的冷星的爆炸会导致剩余的中子星的大反冲速度。在这里，我们考虑了几个因素，减轻效果和扩大范围的最终反冲速度，特别是有限的速度和重力偏转的喷出物，一系列的原始质量的低质量的同伴和它的冷却历史，旋转相位平均的动量脉冲从非瞬时质量损失，和一个共同的包络相的可能性。尽管有这些缓解因素，我们认为，这种机制仍然可以导致大量的中子星反冲速度，接近，甚至超过1000公里/秒。
2002-08-23 astro-ph
Proto-Neutron and Neutron Stars
宇称二重态模型，包含SU（2）多重态，其中重子被认为是核子的手征伙伴，被应用于中子星。考虑到有限的温度/熵效应，捕获的中微子和固定的重子数，计算了不同冷却阶段的恒星的最大质量。旋转效果也包括在内。
2008-01-16 astro-ph
Properties of localized protons in neutron star matter for realistic nuclear models
我们研究的本地化的质子在核心的中子星的10个现实的核模型，共享一个共同的行为，核对称能量饱和，并最终在高密度下降。这导致β稳定的中子星物质的质子分数很低。质子在中子星的核心形成一个小的混合物，它在足够高的密度下被局部化。对于每个模型，我们计算密度$n_{loc}$，在该密度之上存在局部化效应。我们的研究结果表明，本地化发生在$0.5-1.0 fm^{-3}$以上的密度。具有定域质子的相占据了中子星内部的球壳或核心区域，其中包含了所有核子的重要部分。质子局域化强烈影响中子星物质的输运系数，并能在中子星中产生自发磁化，对中子星的天体物理性质具有重要意义。
2006-02-13 astro-ph
Unexpected Dynamical Instabilities In Differentially Rotating Neutron Stars
单臂螺旋不稳定性已被发现发展在差分旋转恒星模型，具有相对刚性，$n=1$多方状态方程和广泛的旋转能量。这表明，这种不稳定性可能出现在旋转速度不同（尽管不一定很快）的中子星中。这种不稳定性似乎是由恒星内部的共转共振直接触发的。我们的分析还表明，在放大不稳定模式中，由恒星径向涡度分布的局部最小值产生的谐振腔起着重要的作用。因此，这种不稳定性似乎与在吸积盘中发现的所谓“罗斯比波不稳定性”\citep{LLCN99}密切相关。除了单臂（$m=1$）螺旋模式，我们发现，高阶（$m = 2$和$m=3$）非轴对称模式也可以变得不稳定，如果共转点，这些高阶模式的本征频率共振也出现在恒星内部。每种模式的增长率似乎取决于其共转半径相对于涡度剖面的位置（或取决于其共转半径在涡度井内的深度）。这种不稳定性的存在使得差分旋转中子星的稳定性判据不唯一。而且，从这样的不稳定系统发射的引力波一般不会有单色的频谱。
2006-07-13 astro-ph
Cooling neutron stars with localized protons
我们分析冷却的中子星，假设存在本地化的质子在其核心的致密区域。选择一个单一的质子定域阈值密度，并调整中子星质量，我们重现了Vela和PSR 0656+14的有效表面温度的观测数据，包括吸积氢包层的存在与否。然而，在这个模型中，为了再现Geminga数据，必须存在微小的氢包层。
2000-04-13 astro-ph
Protoneutron stars and neutron stars
我们发现普通中子星的早期演化（质子中子星阶段）所施加的最小和最大质量的限制。我们计算模型的质子中子星使用一个现实的标准状态方程的热，致密的物质有效的超核和亚核密度。不同值的核不可压缩性的结果。
2000-12-29 astro-ph
Neutrino emission due to proton pairing in neutron stars
我们计算了中子星核中质子单重态配对的中微子能量发射率，并考虑了对非相对论速率的相对论修正。非相对论性速率在数值上很小，相对论性修正似乎要大10 - 50倍。因此，它起着主导作用，减少了由于质子和中子配对而产生的中微子发射之间的巨大差异。所得结果对中子星冷却的模拟具有重要意义。
1999-04-13 astro-ph
Nonlinear Couplings Between r-modes of Rotating Neutron Stars
引力辐射可以使中子星的r模不稳定。虽然线性微扰理论预言了这种不稳定性的存在，但线性理论不能提供关于不稳定性的非线性发展的任何信息。本文的研究对象是流体动力学的弱非线性区域。在弱非线性区域，非线性流体方程近似为一组无限的振荡器，它们耦合在一起，使得在运动方程中保持模式振幅的二次项。本文计算了r模之间的耦合系数。恒星模型假设是一个多方模型，其中包括浮力源，使史瓦西判别是非零的。本文讨论了这些耦合系数的性质和可能的共振类型。它表明，没有确切的共振涉及不稳定的$l=m=2$ r-模式发生，只有少数模式有一个无量纲的耦合常数大于1。然而，存在无限数量的谐振模三重态，其间接耦合到不稳定的r模。本文中的所有耦合都涉及l> |m| r模，这种模只在恒星缓慢旋转时存在。这项工作是对Schenk等人（2002）的补充，他们考虑了对流中性的快速旋转恒星。
2002-02-01 astro-ph
Collective neutrino-pair emission due to Cooper pairing of protons in superconducting neutron stars
本文考虑了中子星超导核中库珀对的形成和破缺所引起的中微子发射，并考虑了质子与周围电子的电磁耦合。结果表明，电子对质子量子跃迁的集体响应相干地促进了与中微子场的完全相互作用，并增强了中微子对的产生。计算结果表明，矢量弱流对质子$ν\barν$发射率的贡献远大于不考虑等离子体效应时不同作者的计算结果。中子星核心中微子辐射中质子对的贡献对质子-中子对的临界温度非常敏感。我们显示这些参数的中微子辐射，所造成的单态配对的质子占主导地位的领域。
2000-09-11 astro-ph hep-ph
Impossibility of Spin Polarized States for Neutron Star / Proto-neutron Star Matter in $β$-Equilibrium Condition
结果表明，在平均场近似的$σ-ω-ρ$交换型$β$ -平衡条件下，当且仅当中微子仍被捕获在系统中时，中子星（NS）/原中子星（PNS）物质的铁磁相变才可能发生，并且中微子/反中微子可能还必须具有一定的非零质量.它进一步表明，电子也发挥了重要作用，在这个过渡过程中。因此，这种自旋极化的转变不太可能在温度很低的老中子星中真正发生，而在新诞生的PNS中，不能排除自发铁磁转变的可能性。
2003-06-13 astro-ph nucl-th
Diffusion of Neutrinos in Proto-Neutron Star Matter with Quarks
研究了含夸克物质的原中子星演化过程中的中微子不透明度。将纯夸克物质的结果与以前推导的极限表达式进行比较，并推广到原中子星演化中遇到的温度、中微子简并度和轻子含量。我们发现，重子物质中夸克的出现大大降低了中微子不透明度为一个给定的熵，减少是敏感的混合夸克-强子阶段的热力学条件。
2001-01-31 astro-ph hep-ph nucl-th
