Magnetic and spin evolution of isolated neutron stars with the crustal magnetic field
假设磁场最初局限于地壳，我们考虑孤立中子星的磁场和自旋演化。地壳场的演化是由地壳的传导性质决定的，而地壳的传导性质又取决于中子星的热历史。由于这一事实，对磁场衰减的研究可能是对密度高于核密度的地核中物质性质的有力诊断。我们对待中子星的演化不同可能的状态方程和冷却方案（标准，所谓的，加速冷却）。自旋演化受磁场行为的强烈影响。假设中子星的自旋下降速率由磁偶极辐射决定，计算了孤立中子星在$B - τ$和$B-P$平面上的演化轨迹，其中$B$和$P$分别为磁场和周期，$τ$为自旋下降年龄.计算的轨道与观测资料的磁场和周期的恒星。通过比较，可以推断出最适合的核物质状态方程和冷却模型，并确定了磁共振原磁位形的参数范围。
1998-01-12 astro-ph
General relativistic treatment of the thermal, magnetic and rotational evolution of neutron stars with crustal magnetic fields
假设偶极磁场局限于地壳，我们研究了孤立中子星的热、磁和自转演化。我们的治疗，第一次，使用一个完全的广义相对论的形式主义，不仅为热，而且为磁的一部分，并包括部分广义相对论效应的旋转部分。由于合并的演化关键取决于恒星的致密性，因此在计算中采用了三种不同的状态方程。在没有广义相对论效应的情况下，虽然随着致密性的增加，地壳厚度会减少，导致加速场衰减，但纳入广义相对论效应的目的是"减缓这种加速“。因此，我们发现，在地壳场假设，一个给定的状态方程是兼容的观测周期$P$和周期导数$\dot P$提供的初始场强和电流的位置以及杂质含量的大小是适当的约束。最后，我们访问的灵活性的软，介质和刚性类的状态方程作为候选人在描述的中子星内部的物质状态。我们的模型计算与观测结果的比较，再加上考虑独立的信息中子星的演变，表明一个不太软的状态方程描述中子星内部和它的冷却收益沿“标准”的情况。
2000-05-15 astro-ph
Time-Variable Emission from Transiently Accreting Neutron Stars In Quiescence due to Deep Crustal Heating
在静止期（Lx<10 ^34 erg/s）的瞬时吸积中子星，在几天到几年的时间尺度上，其强度变化很小。如果静止的光度是由一个热的NS核心提供动力，核心冷却的时间尺度比重现时间长得多，并且不能解释观察到的更快的变化。然而，爆发期间地壳中发生的非平衡反应将能量储存在等密度壳层中，从等密度壳层到光球层的热扩散时间尺度为几天到几年。预测的变化幅度太低，无法解释观察到的变化，除非-正如人们普遍认为的那样-超过中子滴密度的中子是超流体。即使这样，在具有标准核心中微子冷却过程的模型中，由于这种机制而产生的变异性也不到50%--仍然太低，无法解释所报告的变异性。然而，具有快速核心中微子冷却的模型可以在爆发后的几天到几年的时间尺度上产生高达20倍的变化。因此，只有在快速的核心冷却过程是活跃的情况下，才能用这种机制来解释从瞬时吸积的中子星中观察到的强度变化很小的因素。
2001-01-09 astro-ph
General Relativistic Effects on the Ohmic Decay of Crustal Magnetic Fields in Neutron Stars
考虑了中子星壳内强引力场产生的时空弯曲效应，讨论了壳内磁场的欧姆衰减。结果表明，广义相对论效应使磁场的衰减率有了实质性的降低，特别是在演化的后期，衰减率比无相对论效应时降低了几个数量级。
1997-01-30 astro-ph gr-qc
Evolution of Crustal Magnetic Fields in Isolated Neutron Stars : Combined Effects of Cooling and Curvature of Space-time
考虑了中子星冷却效应和强烈的引力场产生的时空弯曲效应，讨论了中子星壳内磁场的欧姆衰减。为此目的，我们用中子星的标准模型和加速冷却模型考虑了定常和静态引力场。结果表明，广义相对论效应大大降低了磁场的衰减速率。在演化的后期，场的衰减主要由杂质-电子散射决定，时空曲率的影响显著抑制了杂质含量的作用，使衰减率降低了一个数量级以上。即使杂质含量很高，如果考虑到加速冷却模型和时空曲率的影响，衰变率也太低，不具有观测意义。因此指出，如果观测到磁场强度比初始值减小两个数量级以上，那么中子星核中夸克的存在就有可能被排除。
1998-01-29 astro-ph
The Crustal Rigidity of a Neutron Star, and Implications for PSR 1828-11 and other Precession Candidates
我们计算了一颗中子星（NS）的地壳刚性参数b，表明b比Baym & Pines（1971）的标准估计值小40倍。对于地壳松弛的NS，NS的自由进动频率与b成正比。我们将b的结果应用于PSR 1828-11，这是一颗频率为2.5 Hz的脉冲星，其进动周期为511 d。假设这个511 d的周期是由地壳刚性决定的，我们证明了这个NS的地壳没有松弛，它的参考自旋（粗略地说，地壳最松弛的自旋）是40 Hz，地壳中的平均自旋下降应变是5 \times 10^{-5}。我们还简要地描述了我们的b计算的影响，为其他知名的进动候选人。
2002-10-08 astro-ph gr-qc
Deformation and crustal rigidity of rotating neutron stars
计算了旋转中子星水弹性平衡的Baym-Pines模型的参数A和B。参数A决定了非自转恒星由于其形状的四极形变而导致的能量增加。参数B决定了自旋下降到非旋转状态的中子星由于地壳剪切应变而产生的残余四极形变。A的计算是基于对旋转中子星的精确二维数值计算和稠密物质的真实状态方程。我们使用了一个近似但相当精确的B公式，它使我们能够将地壳的贡献与恒星质量M和半径R的依赖关系分开。地壳内的弹性剪切应变分布是按照Cutler等人（2003年）的方法模拟的。结合几种地壳模型，计算了中子星核的7个EOS在0.2Msun < M <0.9Mmax时的A（M）和B（M）。基于不可压缩流体模型的标准公式被证明严重低估了A的值。当M<0.7Msun时，A（M）几乎与物态方程无关，可以由普适公式A=3.87（M/Msun）^7/3 [10^53 erg]给出（误差在百分之几以内）。我们推导出B相对于R和M的标度，对厚地壳也有效。我们发现，当ρ>10^12 g/cm ^3时，增生地壳的B强烈依赖于稠核聚变。
2008-10-02 astro-ph
Crustal Heating and Quiescent Emission from Transiently Accreting Neutron Stars
发生在瞬时吸积的中子星地壳深处的核反应有效地将核心维持在> 5e 7 K的温度。当吸积停止时，包层松弛到由来自热核的通量设定的热平衡，就好像中子星刚刚诞生。对于典型的低质量X射线瞬态的时间平均吸积率，标准中微子冷却是不重要的，核心热再辐射沉积的热量。由此产生的光度与从几颗静止的瞬变中子星观测到的光度大小相同。这一机制的证实将有力地限制中子星的快速中微子冷却机制。热辐射以前被认为是静态辐射的主要来源，因为黑体光谱拟合暗示了一个比中子星表面小得多的辐射区域。然而，与射电望远镜的热辐射一样，与实际出射光谱的拟合将意味着一个大得多的发射区域。其他发射机制，如吸积或脉冲星冲击，也可以在静止状态下运行，并在短时间内产生强度和光谱变化。事实上，静态吸积可能会在静态光谱中产生引力红移的金属光电离边缘（可以用AXAF和XMM检测到）。讨论了Aql~X-1的观测结果，指出球状星团中的低光度X射线源和Be星/X射线瞬变是未来研究的极好候选者。
1998-07-28 astro-ph
Neutron Star Crustal Interface Waves
非径向振动的本征频率是探测恒星内部结构的有力工具。当存在不连续性时，例如在中子星（NS）海洋/地壳边界处，这一点尤其正确，正如麦克德莫特，范霍恩和汉森首先指出的那样。在恒星非径向振荡的研究中，与这种边界相联系的界面模后来被忽略了。我们重新审视这种模式，调查其性质分析和数值模拟一个简单的NS包络模型。我们发现，它的行为就像一个浅的表面海浪，但在海洋/地壳边界处有一个大的径向位移，由于地壳的弯曲与剪切模量$μ\ll P$，压力。与硬表面上的浅表面波频率相比，该位移将模式的频率降低了$\sim(μ/P)^{1/2}\sim0.1$倍。界面模式可能会激发吸积或爆裂NS和未来的工作，非径向振荡应考虑这种模式。我们的工作还暗示了在具有晶体核心的大质量和/或冷的白矮星上存在一种额外的模式，其频率可能介于f模式和g模式之间，这是频域中的一个空白部分。
2004-10-07 astro-ph
Torque Decay in the Pulsar (P,P_dot) Diagram. Effects of Crustal Ohmic Dissipation and Alignment
我们研究了（P，P-dot）图中的电子演化。首先，我们提出了解析公式，遵循脉冲星的演化，使用简单的指数模型的磁场衰减和调整。然后，我们比较这些演化轨迹与详细的模型计算使用地壳中子星磁场的欧姆衰减。我们发现，在一个初始阶段与一个小的制动指数，n后，转子演变与增强的扭矩衰减（n >> 3）约1万年。长期演化取决于地壳的杂质参数。如果杂质在较老的孤立星系中可以忽略不计，我们预计它们的真实年龄大约等于它们观察到的特征年龄，τ = P/（2*P-dot）。从数据中不可能约束中子星地壳的模型参数。
2001-07-18 astro-ph
Crustal Emission and the Quiescent Spectrum of the Neutron Star in KS 1731-260
（节录）。Wijnands等人最近首次在静止状态下探测到I型X射线爆发低质量X射线双星KS 1731-260，在2001年2月结束的大约13年的爆发之后。与所有其他已知的瞬变中子星不同，这次最近爆发的持续时间与地壳的热扩散时间一样长。地壳中的反应所沉积的大量热量将把地壳加热到比平衡核心温度高得多的温度。因此，目前从中子星观测到的热光度不是由核心决定的，而是由地壳决定的。此外，静态光度的水平和时间演化主要取决于最近一次爆发期间地壳中沉积的热量。使用的爆发质量吸积率的估计，我们的计算的静态流量后立即结束的爆发同意与观察到的静态流量的几个因素之内。我们提出了模拟的地壳微物理学的不同场景的静态光变曲线的演变，并表明，监测观测（目前飞行仪器）跨越1- 30年可以测量地壳冷却的时间尺度和总热量存储在地壳中。这些量还没有直接测量任何中子星。
2001-08-08 astro-ph
Joule heating in high magnetic field pulsars
我们研究了年轻中子星地壳层的焦耳加热效率。结果表明，磁场的耗散在地壳中是高度不均匀的，在相对低密度层中耗散得更快。在年轻的中子星中，地壳中的焦耳加热速率可以超过非磁星的标准光度，甚至可以与磁星的光度相媲美。计算结果与现有的观测资料进行了比较。我们认为地壳场模型可以很好地解释年轻中子星的表面温度和磁场数据。
2008-04-01 astro-ph
Crustal Oscillations of Slowly Rotating Relativistic Stars
我们研究由中心流体核和外部薄固体地壳组成的缓慢旋转的相对论性恒星的低振幅地壳振荡。我们估计的扭转环形模式和界面和剪切球模式上的旋转效果。在广泛的中子星模型和状态方程下，与牛顿理论的结果进行了比较。
2007-12-08 astro-ph gr-qc
Spin-Down of Neutron Stars and Compositional Transitions in the Cold Crustal Matter
本文研究了零温下恒星自旋下降引起的中子星壳核成分的变化。我们建立了一个可压缩的液滴模型的能量的原子核浸没在中子气体中，包括配对和壳修正项，在参考的已知属性的基态的物质以上的中子滴密度，$4.3 \times 10^{11} g cm^{-3}$。最近的实验值和核质量的外推用于描述密度低于中子滴的物质。考虑到缓慢均匀旋转的相对论性中子星的壳层结构，计算了由于恒星自旋下降引起的壳层物质压力的变化。如果初始旋转周期为$\sim$ ms，这些变化会导致最初处于质量密度约为$3 \times 10^{13} g cm^{-3}$的基态物质中的原子核在物质经历压缩的赤道区域吸收中子，并在物质经历减压的旋转轴附近发射中子。通过这些过程产生的热量被发现有显着的影响，旧的中子星的热演化与低磁场的表面发射预测从这种加热相比，$ROSAT$观测的X射线发射毫秒双星，并被证明是不足以解释所观察到的X射线光度。
1996-09-13 astro-ph nucl-th
Thermal state of transiently accreting neutron stars
本文研究了瞬态吸积中子星的热态（平均吸积速率为$\dot{M} \sim 10^{-14}-10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$），它由吸积物质下沉到恒星内部的深地壳加热决定。我们正式这个问题的冷却中子星的问题直接对应。利用一个简单的模型，我们分析了影响吸积恒星热状态的最重要因素：低质量恒星核心中的强超流性和高质量恒星核心中的快中微子发射（在稠密物质的核子、π介子凝聚、K介子凝聚或夸克相中）。我们简要地比较了结果与软X射线瞬态静止的观察。如果将SAXJ1808.4 -3658（Campana et al.2002）中中子星的静态热光度上限与地壳深部加热联系起来，则支持直接Urca过程的核子中子星核模型。
2003-07-10 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
Magnetic field dissipation in neutron star crusts: from magnetars to isolated neutron stars
我们研究了中子星壳磁场的非线性演化，特别注意霍尔漂移的影响。我们的目标是了解快速耗散的条件，由于霍尔项的感应方程。我们研究欧姆耗散和霍尔漂移的相互作用，以找到一个整体地壳场衰减的时间尺度。我们数值求解霍尔感应方程的混合方法（光谱的角度，但在径向坐标的有限差分）。微物理输入包括最现代的地壳状态方程、成分和电导率。本文首次对具有分层电子数密度和随温度变化的电导率的实际中子星壳的非线性磁场演化进行了长期模拟。我们表明，霍尔漂移影响欧姆耗散发生在中子星壳的时间尺度为1万年。当初始磁场具有磁星强度时，快速霍尔漂移导致持续10-50 kyr的初始快速耗散阶段。霍尔漂移的时间变化和空间梯度的电导率的相互作用，往往有利于向内地壳，稳定的配置可以持续1万年的环形场的位移。我们表明，热发射孤立的中子星，作为华丽七，是非常有可能的后代中子星出生的磁星。
2007-03-12 astro-ph
The gamma-ray giant flare from SGR1806-20: Evidence for crustal cracking via initial timescales
我们在这里报告的强伽玛射线耀斑发生在2004年12月27日从SGR 1806 - 20的偶然观测。来自星团和双星2号卫星的独特数据旨在研究地球的磁层，提供了这类事件早期（前100毫秒）阶段内三个独立时间尺度的第一个观测证据。这些观察结果表明，除了最初非常陡峭（<0.25 ms）的X射线开始外，首先存在4.9 ms的指数上升时间尺度，然后在70 ms的时间尺度上强度继续指数上升。这三个时间尺度是当前理论模型的一个突出特征，包括中子星地壳中裂缝传播的时间尺度（几毫秒）。
2005-05-31 astro-ph
Magnetic Deformation of Atoms in the Crust of Magnetars
用相对论半经典的B-F模型研究了强磁化中子星（磁星）壳区磁形变多电子原子的一些特殊性质。本文给出了圆柱对称泊松方程的解析解。研究了原子尺度随磁场强度的变化规律。导出了磁形变引起的原子四极矩的表达式。简要讨论了磁星地壳物质物态方程中原子四极-四极相互作用的影响。
2001-04-26 astro-ph
Quiescent Thermal Emission from the Neutron Star in Aql X-1
我们报告的静态光谱测量与钱德拉/ACIS-S的瞬态，I型X射线爆发中子星Aql X-1，紧接着吸积爆发。中子星的半径，假设是纯氢大气和硬幂律谱，是$R_\infty$ =13.4{+5}{-4}（d/5 \kpc）km。根据RXTE/ASM的历史爆发记录，静态光度与Brown，Bildsten和Rutledge的深部地壳加热预测结果一致，支持了瞬态中子星最小静态光度的理论。虽然数据不要求，但硬幂律分量可以占0.5-10 keV热通量的18+/-8%。短时间尺度的强度变化在此观察是小于15%的rms（3西格玛; 0.0001-1赫兹，0.2-8千电子伏）。比较钱德拉光谱和1992年10月至1996年10月间的三次X射线光谱观测，发现所有光谱都与纯H大气一致，但温度范围为145- 168 eV，观测通量的因子为1.87+/-0.21。在长时间尺度上（大于几年）的静态光度变化的来源仍然是一个谜。如果是由于吸积，那么为什么静态吸积速率提供的光度如此接近于深部地壳加热的光度，这就有待解释了。
2001-05-18 astro-ph
THERMAL RADIATION FROM MAGNETIZED NEUTRON STARS: A look at the Surface of a Neutron Star.
ROSAT探测到了附近四颗年轻中子星的表面热辐射。假设黑体发射，观测到的光变曲线的显著脉动可以解释为由于地壳磁场对从热的内部向较冷的表面的热流动的影响而产生的大的表面温差。然而，在Geminga中观察到的调制的能量依赖性与黑体发射是不相容的：这种效应将给我们一个强有力的约束模型的中子星表面。
1995-01-11 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
Magneto-rotational and thermal evolution of magnetars with crustal magnetic fields
软伽马射线重复星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）被解释为年轻的高磁化中子星（NS）。它们在静止时的X射线亮度超过10^{35}尔格·秒^{-1}，这不能解释为是由于高磁化NS的冷却，而是需要其磁场（MF）的衰减作为额外的热源。我们研究数值的MF，温度和自旋周期的耦合演化的假设下，电流维持场被限制在地壳中的恒星。场的衰减取决于场强度本身（霍尔漂移），温度和向恒星注入热量，但由中微子发射控制。最后，我们考虑自旋从磁偶极子制动与这个衰减场跟踪长期的演变。我们找到了合理的MF强度和结构的初始条件，以解释它们的自转周期、自转周期的时间导数和AXP和SGR的X射线光度的当前观测值。
1999-11-02 astro-ph
Surface Modes on Bursting Neutron Stars and X-ray Burst Oscillations
吸积中子星（NS）在I型X射线爆发期间经常表现出相干调制，称为爆发振荡。我们考虑是否可以作为一个非径向模式的解释，从这些NS是没有磁性的爆发振荡。我们发现，表面波在浅燃烧层过渡到地壳界面波的信封冷却，一个新的和以前未调查的现象。表面调制急剧减少的模式切换，解释了为什么爆发振荡往往消失前爆发冷却停止。当我们包括旋转修改，我们发现模式频率和漂移与观察到的一致。进行这种匹配所需的大NS自旋（$\approx270-620 {\rm Hz}$）意味着吸积NS以高于爆发振荡的频率$\approx4 {\rm Hz}$旋转。由于渐近频率是由地壳界面波决定的，所以观测到的晚期频率漂移是对南北地壳成分和温度的探测。我们比较了我们的模型与观测到的漂移和持续亮度的X射线爆发源，并发现具有较高的平均吸积率的NS显示较小的漂移，我们预测。此外，漂移的大小是一致的地壳组成的铁类核，如预期的灰烬的富氦爆发，这些对象所展示的。
2005-07-29 astro-ph
Magnetic Fields of Neutron Stars
研究了孤立和双星中子星的磁场演化。场演化的整体性质被认为是相似的初始地壳场和驱逐通量。还详细讨论了现有场演化模型的主要不确定性以及需要进一步研究的方向。
1999-11-13 astro-ph
Temperature distribution in magnetized neutron star crusts. II. The effect of a strong toroidal component
我们继续研究了强磁场对磁化中子星（NS）地壳温度分布的影响及其对可观测表面温度的影响。扩展Geppert et al.（2004），我们考虑更复杂，因此，更现实，磁场结构，但仍然限制自己的轴对称配置。我们特别强调了环向场分量的热覆盖效应。我们表明，不对称的温度分布可能会发生和一个地壳场组成的偶极向和环向分量将导致一个极点是大于相对的。这两个温暖的地区可以被一个延伸的冷赤道带分开。我们提出了一个内部磁场结构，可以解释这两个X射线和光谱的孤立NS RXJ 1856-3754。我们调查所得到的表面温度分布上的可观察到的光变曲线，一个孤立的热发射NS会产生不同的字段的几何形状的影响。光变曲线在定性（偏离正弦曲线）和定量（对于相同的观测几何形状，较大的脉冲分数）上都不同于具有等温地壳的NS。这为通过模拟NS的X射线光变曲线和光谱来确定NS的内部磁场强度和结构提供了可能性。我们的模型计算所观察到的光谱和脉冲轮廓孤立的热发射NS的惊人的相似之处是一个迹象的存在，强磁场组件维持地壳电流。
2005-12-21 astro-ph
R-modes of neutron stars with a solid crust
研究了具有固体壳层的慢转中子星在科里奥利力作用下的$r$模振荡特性。对于模态分析，我们采用三个组成部分的中子星模型，由一个流体核心，一个固体地壳和表面流体海洋。对于三分量模式，我们发现存在两种$r$模，即局限于表层流体海洋的模式和局限于流体核的模式，这两种模式对$r$模的不稳定性是最重要的。如果恒星的自转速率足够小，那么$r$ -模在固态地壳中没有任何明显的振幅。我们发现，核心$r$模式的强烈影响与地壳扭转（环形）模式耦合，并失去其简单的属性的本征函数和本征频率的角旋转速度$Ω$的函数。这表明，在$Ω\to 0$极限下得到的外推公式不能用于研究具有固体地壳的快速旋转中子星的$r$模不稳定性，除非正确地考虑与地壳扭转模耦合的影响。
2000-08-23 astro-ph gr-qc
Convection in protoneutron stars and the structure of surface magnetic fields in pulsars
我们研究了中子星中小尺度磁场的产生和演化。当原中子星发生对流和中子指不稳定性时，坍缩后不久，小尺度湍流发电机作用可以产生这些场。在不稳定性停止之后，小规模的磁场应该冻结在地壳中，最初形成的密度约为10^{14} g/cm^{3}，然后扩展到地表。由于地壳的高电导率，长度为1-3 km的磁场可以在地壳中存在1 - 1亿年，并在无线电脉冲星表面形成类似太阳黑子的结构。
2003-11-07 astro-ph
The Low Quiescent X-Ray Luminosity of the Neutron Star Transient XTE J2123-058
我们报告的第一个X射线观测的中子星软X射线瞬态（SXT）XTE J2123-058在宁静，钱德拉和BeppoSAX，以及同期的光学观测。在2002年，XTE J2123-058的Chandra光谱符合幂律模型，或黑体加幂律的组合，但它不能很好地用纯黑体描述。利用星际柱密度，幂律拟合得到光子指数为3.1（+0.7，-0.6），表明0.3 ~ 8 keV的未吸收光度为9（+4，-3）E31（d/8.5 kpc）^2 ergs/s（90%置信误差）。与由热力学和幂律分量组成的模型的拟合表明，一个质量为1.4太阳、半径为10 km的氢大气中子星的温度上限为kT_eff < 66 eV，辐射光度上限为L_infinity < 1.4E32 ergs/s（假设d = 8.5 kpc）。在表现出短（< 1年）爆发的中子星SXT中，包括Aql X-1，4U 1608-522，Cen X-4和SAX J1810.8-2609，最低的温度和光度是XTE J2123-058和SAX J1810.8-2609。根据2000年BeppoSAX对XTE J2123-058的观测，我们得到了1-10 keV未吸收光度的上限为9 E32 ergs/s。虽然这个上限允许X射线光度可能在2000年至2002年之间有所下降，但我们同期的R波段观测结果并不支持这种可能性，这表明光通量显着增加。受布朗及其同事的地壳深部加热…
2004-04-14 astro-ph
Nuclear composition and heating in accreting neutron-star crusts
在关于X射线爆发灰烬形成的最外层成分的不同假设下，研究了吸积中子星壳的核反应及其伴随的热释放。灰烬中含有A ~ 90-110的核素的具体例子被认为是一个标准的A=56的情况下相比。在所有情况下，壳层的演化都是从10 ^8 g/cm ^3到10^{13} g/cm ^3的几倍。吸积壳内非平衡过程产生的地壳总加热为1.1- 1.5MeV/1个吸积核子。在密度超过致密核聚变阈值的增生地壳的组成基本上是独立的假设的X射线爆发灰烬的初始组成。
2003-05-13 astro-ph
Recycling NSs to ultrashort periods: a statistical analysis of their evolution in the "magnetic moment vs period" plane
我们研究了低质量双星（LMB）系统中磁中子星的统计演化，模拟合成的人口。不管物理模型的细节，我们发现是显着的中子星自旋接近其质量脱落限制相对于毫秒脉冲星人口的比例。模拟的中子星在其周期分布中显示出一个尾巴，其周期短于1.558毫秒，这是迄今为止探测到的最小值。地壳磁场衰减模型也预言了磁矩非常低的大质量快速自旋中子星的存在。
1999-11-05 astro-ph
RX J0720.4--3125 as a Possible Example of the Magnetic Field Decay of Neutron Stars
我们研究了X射线源RX J 0720.4 -3125的旋转周期和磁场的可能演化，假设该源是一个孤立的中子星吸积星际介质。源的磁场估计为$10^6 - 10^9$ G，如果不引用磁场衰减的假设，很难解释观测到的旋转周期8.38 s。我们采用地壳磁场欧姆衰减模型。得到了中子星的吸积率（$10^{-14} - 10^{-16} M_\odot/yr$）、中子源相对于星际介质的速度（$10 - 50 $ km/s）和中子星年龄（$2\cdot 10^9 - 10^{10}$ yrs）的估计。
1997-07-29 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
Generation of Pulsar Glitches: A Superfluid Core Model
我们表明，中子星的壳核界面作为一个潜在的障碍，对周边的中子涡旋接近这个接口，从而防止他们的连续衰减过程中的平衡态减速。该势垒的产生是由于涡旋磁通量与界面处地壳磁场建立的迈斯纳电流相互作用。当马格努斯力的非平衡部分达到涡旋能够在界面处湮灭的值时，来自超流体的角动量的快速转移在短的动力学耦合时间内使可观察到的地壳旋转。
1997-09-27 astro-ph
The rp Process Ashes from Stable Nuclear Burning on an Accreting Neutron Star
计算了吸积中子星稳定核燃烧过程中的核合成。这适用于低质量X射线双星中以近爱丁顿速率吸积的弱磁性中子星和大多数吸积的X射线双星。我们证明了核燃烧是通过快速质子俘获过程（rp过程）进行的，并使核远离铁族。原子核的最终混合物由质量范围在大约A=60和A=100之间的元素组成。灰烬的平均核质量取决于氦通过（α，p）反应燃烧的程度，并取决于局部吸积率。我们的研究结果表明，这些吸积中子星的地壳是由一个复杂的混合物的重核，其热，电和结构特性的重要影响。我们的研究结果表明，一个不纯的地壳晶格将具有主要由杂质散射决定的电导率，这使得磁场的欧姆扩散比以前估计的要快。
1999-05-20 astro-ph
Neutron Star Cooling
对冷却的中子星的观测可以潜在地提供关于超核密度下物质状态的信息。我们回顾了冷却的重要物理性质，如中微子发射过程和恒星内部的超流性，由于物质吸积和强表面磁场轻元素的表面包络。中微子过程包括修正的乌尔卡过程，以及直接的乌尔卡过程，用于核子和奇异态的物质，如π凝聚、K介子凝聚或夸克物质。描述了理论冷却曲线对物理输入和孤立中子星热辐射观测的依赖性。观测和理论的比较导致了对中子星的三种特征类型的统一解释：主要通过某种形式的直接Urca过程冷却的高质量恒星;通过较慢的过程冷却的低质量恒星;以及具有中间行为的中等质量恒星。本文结合软X射线瞬态观测讨论了与吸积物质深壳燃烧有关的瞬态吸积中子星的热态问题。
2004-02-06 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
Gravitational waves from rotating neutron stars
在这篇综述中，我们研究了旋转应变中子星的动力学和引力波探测能力。讨论分为两部分：三轴星和岁差星。我们总结了最近的工作，地壳应变和磁场如何可以维持三轴性，并建议与钉扎超流涡旋的马格努斯力可能有助于变形。讨论了成功探测三轴恒星的引力波后可能得出的结论，并指出了需要进一步研究的领域。最新的想法，关于自由岁差，然后概述，和Middleditch等人（2000 a，b）最近的建议，SN 1987 A的残余包含一个自由岁差的恒星，自旋下降的引力波能量损失，进行了严格的审查。我们描述了如果引力波探测器证明这个假设是正确的，我们将了解中子星。
2001-11-02 astro-ph gr-qc
The impact of magnetic field on the thermal evolution of neutron stars
研究了B> 10 e 13 G的强磁场对中子星热演化的影响，包括磁场衰变引起的地壳加热。为此，我们进行了二维冷却模拟与各向异性的热导率考虑所有相关的中微子发射过程的现实中子星。中子星的标准冷却模型受到质疑，显示磁场有相关的（在许多情况下占主导地位的）热演化的影响。磁场的存在显着影响的热表面分布和冷却的历史，这些对象期间，早期中微子冷却时代和后期光子冷却时代。因此，最小冷却方案比通常假设的更复杂。磁化中子星的一致的磁热演化需要解释观测结果。
2007-12-09 astro-ph hep-ph nucl-th
Locating the inner edge of neutron star crust using terrestrial nuclear laboratory data
在使用富中子核物质状态方程的动力学和热力学方法中，受到与中子星地壳相同的亚饱和密度范围内重离子反应的最新同位旋扩散数据的约束，在中子星的液核和固体壳之间的内边缘处的密度和压力被确定为0.040 fm $^{-3}$ $\leq ρ_{t}\leq 0.065$ fm $^{-3}$和0.01 MeV/fm $^{3}$ $\leq P_{t}\leq 0.26$ MeV/fm $^{3}$。这些与观测到的最小地壳部分的总转动惯量，使我们能够设置一个新的限制船帆座脉冲星的半径显着不同，从以前的估计。它进一步表明，广泛使用的抛物线近似的状态方程的非对称核物质系统地导致显着更高的核壳转换密度和压力，特别是与刚性对称能量泛函。
2009-03-15 astro-ph nucl-ex nucl-th
