The Impact of Baryonic Cooling on Giant Arc Abundances
使用简单的分析配置文件的射线追踪，我们证明了透镜截面产生巨大的弧有不同的贡献，由于弧形成通过图像失真，弧形式从合并的两个或三个图像。我们调查的依赖性，这些贡献的晕椭圆率和密度分布的斜率，并表明，在固定的爱因斯坦半径，透镜截面增加的晕轮廓变得陡峭。然后，我们比较模拟与重子冷却和没有相同的集群的六个集群的样本，并证明冷却可以增加巨弧的整体丰度的几个因素。对单个团簇的透镜化概率的净提升是质量依赖的，并且可以降低透镜化团簇的有效低质量限制。最后一个效应可能会使透镜簇的数量增加50%。虽然这些影响的大小可能会被高估，由于众所周知的过冷问题的模拟，很明显，重子冷却有一个不可忽略的影响，预期的丰富的巨弧，因此宇宙学约束巨弧丰度可能会受到很大的系统误差。
2006-09-21 astro-ph
COLLISIONAL VERSUS COLLISIONLESS MATTER: A ONE-DIMENSIONAL ANALYSIS OF GRAVITATIONAL CLUSTERING
我们提出了一系列的一维N体和流体动力学模拟的结果已被用于测试重子和暗物质在不断扩大的背景下的不同的集群属性。假设初始高斯随机密度扰动具有幂律谱$P(k) \propto k^n$。我们分析了不同谱指数$n$下的密度涨落分布和相关量的分布，并讨论了相应模拟中聚类的统计性质。在大尺度下，这两个分量的最终分布非常相似，而在小尺度下，暗物质呈现出重子物质中所没有的块状。每个分量的密度涨落幅度取决于谱指数$n$，只有$n=-1$的重子密度涨落幅度大于暗分量。这一结果也被偏差因子的行为所证实，偏差因子被定义为重子和暗物质在不同尺度上波动的均方根值之比：而对于$n=1,\ 3$，它总是小于1，除非在非常大的尺度上它趋于1，而对于$n=-1$，它在所有尺度上都大于1.4。所有的模拟也表明，有没有一个确切的对应关系的最大峰的位置之间的黑暗和重子组件，确认的互相关分析。最终温度取决于初始光谱指数：$n=-1$获得的最高值接近高密度区域。
1995-01-31 astro-ph
Baryons and weak lensing power spectra
我们提供了一个简单的玩具模型来阐明重子冷却对弱引力透镜中会聚功率谱预测的影响。我们的模型表明，重子冷却对暗物质晕轮廓的影响可以改变暗物质在k~10 h/Mpc处的功率谱，并导致会聚角功率谱在几千个波数处的百分比级变化。这些效应可以用计划中的弱透镜巡天测量，并将影响宇宙学参数的约束。
2004-06-04 astro-ph
Global Probes of the Impact of Baryons on Dark Matter Halos
由层次聚类模型预测的晕质量函数dn/dM可以用引力透镜像间距分布dn/dDelta-theta或晕圆速度dn/dvc等动力学探针间接测量。这些动力学变量依赖于晕结构以及晕质量。由于重子物理学，特别是冷却，显著地改变了暗物质晕的中心密度结构，这两种观测分布都显示了与质量标度相对应的特征，在质量标度以下，晕中的重子可以冷却（即星系与星系团）。我们使用简化的但自洽的模型来表明，由冷却重子产生的晕的结构变化解释了这两种分布。给定一个固定的晕质量函数，匹配观测到的图像分离分布或本地速度函数在很大程度上取决于Ω_b通过其对冷却时间尺度的影响。这些对晕结构的重子效应也影响着红移星系速度函数的演化。
2001-02-20 astro-ph
Marriage à-la-MOND: Baryonic dark matter in galaxy clusters and the cooling flow puzzle
我首先简要介绍了MOND现象学及其在宇宙学中的可能根源--这一概念可能是MOND最深远的方面。接下来，我将讨论MOND对暗物质（DM）学说的影响：MOND的成功意味着重子决定一切。对于DM来说，这意味着星系中剩余重子的微小尾巴摇着巨大的DM狗。这必须以许多复杂的方式发生，尽管星系的建造历史是偶然的--这是一个非常高的要求。然后，我集中在星系团的光MOND，这仍然需要一些尚未检测到的集群暗物质，大概在某种重子形式（CBDM）。这种CBDM可能有助于加热X射线发射气体，从而缓解冷却流之谜。作为动力学理论，MOND并不直接涉及气体的微观物理学;然而，它确实迫使人们对DM在塑造星系团气体动力学中的作用有了新的看法：MOND告诉我们，星系团DM不是冷暗物质，也不是那么丰富，在星系中也不是预期的;因此，它不受星系中重子DM的约束。在整个星系团中，CBDM所需的质量通常与热气体中的质量相似，但更集中，完全控制核心。因此，CBDM对宇宙中重子预算的贡献很小。它的性质，推断孤立的集群，是一致的“子弹状集群”的意见。它的动能储备比核心中的热气体大得多，足以使气体在许多冷却时间内保持高温。根据CBDM的确切性质，加热可以以各种方式进行，从非常大的黑洞到冷却，致密的气体云。
2008-01-27 astro-ph
Constraints on the Interaction between Dark Matter and Baryons from Cooling Flow Clusters
其他非引力加热过程需要解决的分歧，缺乏冷却气体成分的中心星系团最近揭示的钱德拉和XMM观测和传统的辐射冷却模型的期望。我们认为，暗物质粒子与重子物质的相互作用可以作为团簇内部区域团内介质（ICM）再加热的一种替代，其中暗物质的动能被输送到ICM以平衡辐射冷却。利用典型星系团的Chandra和XMM数据，我们对暗物质-重子截面设置了一个有用的约束：$σ_{xp}/m_x \sim 1 \times 10^{-25}$ cm $^2$ GeV $^{-1}$，其中$m_x$是暗物质粒子的质量。
2001-06-27 astro-ph hep-ph
Prospects of Detecting Baryon and Quark Superfluidity from Cooling Neutron Stars
研究了中子星冷却过程中的重子和夸克超流性。观测可以限制中子或λ超子配对间隙和恒星质量的组合。然而，在强子和夸克混合相的混合恒星中，夸克间隙大于十分之几MeV，使得夸克物质在冷却时几乎不可见。如果夸克能隙更小，夸克超流可能是重要的，但它的影响几乎不可能与其他重子成分的影响区分开来。
2000-05-10 astro-ph hep-ph nucl-th
An investigation of cooling flows and general cluster properties from an X-ray image deprojection analysis of 207 clusters of galaxies
本文对爱因斯坦天文台207个星系团的成像数据进行了X射线像解投影分析。由此产生的光度，温度和电子密度变化的径向配置文件确定从集群表面亮度配置文件根据平均Tx和Vopt观测重力位的约束。这使我们能够确定冷却流和其他集群属性，如重子分数，S-Z微波减量，和汤姆逊深度。我们已经编制了一个目录的检测到的冷却流，并研究它们对一般集群属性的影响。自洽的集群X射线光度，温度和光学速度色散之间的相关性，确定占两个维度的数据的错误。这些拟合表明，簇的温度是等温的，并且它们具有与统一一致的光谱β值。我们发现，X射线LX，Tx，和光学Vopt的关系显着依赖于冷却流质量沉积速率，通过密度分布的差异。相似的质量沉积速率的集群表现出自相似的密度分布，较大的冷却流显示较高的中心密度。这导致Lx、Tx和Vopt平面内的Lx相关相关性的分散。密度的分离导致了“半光半径”和重子分数的分散。冷却流团核心的重子分数似乎更高，但所有的团似乎都在1 Mpc时上升到大于10%的一致值。因此，星系团与原始核合成重子分数不一致，对于一个平坦的宇宙，6%。
1997-07-24 astro-ph
The baryon fraction in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
我们使用Tree+SPH程序GADGET-2研究了一组星系团流体动力学模拟中的重子质量分数。我们研究了辐射冷却、恒星形成、星系风反馈、传导和红移对重子分数的影响。冷恒星成分和热X射线发射气体都有狭窄的分布，在大的星团中心距离r>R500，几乎与模拟中的物理无关。只有非辐射运行再现气体馏分推断的内部区域（r ~ R2500）的大质量星系团的观测。当冷却被打开时，多余的恒星形成被银河风的作用所减轻，但还没有达到观测数据所要求的数量。在一个固定的超密度的重子分数略有增加红移，独立的物理过程中涉及的重子聚集在集群势阱。在冷却和反馈的运行中，重子的增加与更大的恒星质量分数有关，这是由于更有效的气体冷却而产生的高红移。出于同样的原因，气体部分在较高的红移处显得不那么集中。我们讨论了这些结果可能的宇宙学意义，发现通常采用的两个假设，（1）Yb = fb /（Omega_b/Omega_m）的平均值不随红移而变化，（2）f_star和f_gas之间的固定比值与半径和红移无关，可能是不成立的。在对宇宙物质密度参数的估计中，这意味着在无辐射模拟中存在Delta Omega_m/Omega_m < +0.15量级的系统效应，在辐射模拟中存在Delta Omega_m/Omega_m ~ +0.05和< -0.05量级的系统效应。
2005-09-01 astro-ph
Multi-Phase Galaxy Formation: High Velocity Clouds and the Missing Baryon Problem
冷暗物质晕中冷却的标准处理方法假设"冷却半径“内的所有气体都冷却并整体收缩，以促进星系形成。在这里，我们考虑到的期望，热气体在星系晕是热不稳定的，在冷却过程中容易碎裂，并表明其影响比以前预期的更深远：允许多相冷却从根本上改变了预期的气体在晕和自然解释明亮的结束截止星系光度函数。我们认为，冷却应该通过形成高密度，10^4 K的云，压力限制在热气体背景。背景介质具有低密度，并且可以作为稳定的电晕而存在，具有长的冷却时间。由于冷却密度的增加，剩余热核中所含的重子比例随着晕质量的增加而增加，这导致了静止的未合并星系的质量上限为~10^11 M太阳。在这种情况下，星系形成是由压力支持的云的下落推动的。对于银河系大小的系统来说，在最后几个回旋中形成或合并的质量约为5 × 10^6兆太阳的云应该仍然作为晕中的残余群体存在，云的总质量约为2 × 10^10兆太阳。银河系的质量在这个模型中得到了自然的解释，并且比没有反馈的标准处理方法小了两倍。我们预计星系晕中的云的大小约为1千秒差距，从星系中心延伸约150千秒差距。预测的云的属性很好地匹配所观察到的径向速度，角大小，柱密度，和我们的银河系周围的高速云的速度宽度。这些云也解释了z<1时的高离子吸收系统。
2004-10-20 astro-ph
The Causes of Halo Shape Changes Induced by Cooling Baryons: Disks Versus Substructures
冷暗物质宇宙演化论预测三轴暗物质晕，而观测发现相当圆的晕。这很可能是由于重子的凝聚导致了更圆的晕。我们研究晕相空间分布的基础，这种形状的变化。三轴晕是由箱形轨道支持的，它任意地靠近密度中心。重子引起的三轴性的降低被认为是由于这些轨道的散射。我们测试这个假设与模拟磁盘内生长的三轴晕。在盘生长之后，我们通过蒸发盘并比较初始和最终状态来检查相空间结构是否发生了变化。虽然当圆盘处于满质量时，晕圈基本上是圆的，但在圆盘蒸发后，它们的最终形状与初始形状没有太大区别。同样，当圆盘生长时，晕圈变得（更）径向各向异性，但最终的各向异性与初始各向异性一致。只有当重子是不合理的紧凑或质量，晕不可逆地改变。我们表明，个人的轨道的字符一般不会改变的增长质量。因此，重子的中心凝聚并没有破坏足够的盒子轨道来引起形状的改变。相反，盒子轨道只是随着全局势而变得更圆。然而，如果角动量通过卫星或棒传递到晕，那么晕分布就会发生很大的不可逆变化。卫星的能力，改变相空间分布的晕是特别关注的星系形成模拟，因为晕的三轴性可以深刻地影响磁盘的演变。
2008-06-13 astro-ph
Contraction of Dark Matter Halos in Response to Condensation of Baryons
暗物质晕中心重子的冷却导致了更集中的暗物质分布。传统上，这种效应是使用绝热收缩模型计算的，该模型假设球对称，而在分层形成情景中，晕通过多次剧烈合并而增长。我们在高分辨率宇宙学模拟中测试了绝热收缩模型，发现气体的耗散确实增加了暗物质的密度，并使其径向轮廓比没有冷却的情况下更陡。虽然标准模型系统地高估了暗物质密度的增加，但将假设的不变量从M（r）r简单修改为M（<r>r）r，其中<r>是轨道平均粒子位置，再现了10%以内的模拟轮廓。
2005-10-18 astro-ph
Simulating radiative astrophysical flows with the PLUTO code: A non-equilibrium, multi-species cooling function
随时间变化的冷却过程在天体物理学气态星云的演化过程中，特别是在存在辐射激波的情况下，是至关重要的。目前的工作介绍了一套必要的工具，可用于模拟辐射天体物理流动的光学薄等离子体的限制。我们的目标是提供可靠和准确的预测的发射线比和辐射冷却损失的天体物理模拟的冲击流。此外，我们讨论了数值实现方面，以方便未来的改进和实施在其他MHD数值代码。对于我们的等离子体条件，辐射冷却的最重要来源来自碰撞激发线辐射。我们发展了一个化学网络，包括29个离子物种，在非平衡条件下计算电离平衡。经过一系列的验证和测试，典型的天体物理设置在一维和二维模拟，采用本冷却模型和简化的。冷却模型对结构形态的影响可能变得重要，特别是对于发射线诊断目的。
2008-07-23 astro-ph
Response of dark matter halos to condensation of baryons: cosmological simulations and improved adiabatic contraction model
暗物质晕中心气体的冷却预计将导致更集中的暗物质分布。暗物质对重子凝聚的响应通常采用绝热收缩模型来计算，该模型假定了球对称和圆轨道。相比之下，在等级结构的形成方案中的晕生长通过多个暴力合并和吸积沿细丝，和粒子轨道的晕是高度偏心的。我们使用高分辨率的宇宙学模拟，其中包括气体动力学，辐射冷却，和恒星形成的气体冷却的晕的内部区域的影响。我们发现，气体的耗散确实增加了暗物质的密度和陡峭的径向轮廓在晕的内部区域相比，没有冷却的情况下。我们首次在宇宙学模拟中检验了绝热收缩模型，发现标准模型系统地高估了维里半径内5%区域的暗物质密度的增加。我们表明，该模型可以通过一个简单的修改的假设不变量从M（r）r M（r_av）r，其中r和r_av是当前和轨道平均粒子的位置。这种修改大约占粒子的轨道偏心率，并再现模拟轮廓在10- 20%。我们提出的解析拟合函数，准确地描述了在修改后的模型中的暗物质配置文件的转换，并可用于解释观测。
2004-12-15 astro-ph
The effect of radiative cooling on the X-ray properties of galaxy clusters
本文研究了冷却对星系团X射线性质的影响。我们已经进行了N体，流体动力学模拟有和没有辐射冷却的影响，但忽略了恒星形成和反馈的影响。我们表明，辐射冷却产生的高熵气体从集群的外部流入，因此\emph{raising}的集群温度和\emph{decreasing}的X射线光度。在辐射冷却的情况下，星系团在X射线中的亮度平均比没有冷却的情况下模拟的相同星系团低三到五倍。然而，无论是在气体还是在暗物质分布中，我们都没有产生一个大的恒定密度的核心。我们的结果与以前的工作相矛盾，在以前的工作中，冷却提高了X射线光度，并在中央星系团中沉积了不合理的大量质量。我们通过选择我们的数值分辨率来实现这一点，以这样一种方式，一个合理的重子材料的一部分冷却，并通过解耦的热和冷的气体在我们的模拟，对多相气体建模的第一步。我们强调，全球范围内冷却一个明智的数量的材料是至关重要的，存在或不存在大量的冷重子材料的中心浓度有显着的效果后，所产生的X射线属性的集群。
2000-06-02 astro-ph
Signatures of Galaxy Formation in the Intracluster Medium
星系群和星系团中的星系际气体带有星系形成的不可磨灭的印记。我们提出了一个观测和简单的理论模型之间的比较表明，辐射冷却管理的熵尺度，设置核心半径的集群内介质。在半径为0.1 r_200处测得的熵的尺度为T^2/3，与控制核心熵的冷却阈值模型一致。重子冷却形成星系很可能会导致反馈，反馈的信号可能会出现在星系团的更远处。在半径r_500处测量的熵，除了最大质量的星团外，都超过了分级吸积所能产生的量。然而，平滑吸积重子密度分布的反馈，也许通过星系风，可以将吸积激波处的熵产生提高2-4倍。在r_500的熵平滑吸积模型的初步比较表明，平滑吸积是一个合理的解释，这种过剩的熵，并建议重子吸积到集团比重子吸积到集群。
2003-08-27 astro-ph
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
2008-12-11 astro-ph
Multiphase cooling flows
我讨论的多相性质的团内介质的忽视可能会导致高估的重子部分的集群的两个因素。导出了冷却流方程的多相形式，并将其简化为适用于广泛的自相似密度分布的简单形式。它示出，稳态冷却流是\emph{not}一致的所有可能的发射率的配置文件，因此可以被用作测试的理论。结合起来，它们对冷却半径内的质量分布提供了强有力的约束。
1996-08-20 astro-ph
Oxygen Absorption in Cooling Flows
非均匀冷却流的假设预言了在大质量椭圆星系、星系团和星系团中存在大量的气体，这些气体已经冷却并脱离了冷却流。利用ROSAT PSPC的空间分辨、解投影X射线谱，我们探测到了NGC 1399、NGC 5044和A1795星系团中心~1弧分的能量在~0.4-0.8 keV范围内的强吸收。这些系统在它们各自的级别和低银河柱中拥有最大的附近冷却流。由于能量低于~0.4 keV时没有过量吸收，因此吸收体的最合理模型是T=10^{5-6} K的温暖碰撞电离气体，其中氧的电离态提供了大部分吸收。将吸收仅归因于电离气体调和了从爱因斯坦和ASCA推断的冷H和He的大柱与从ROSAT推断的此类柱的缺乏，并且也与从HI推断的可忽略的原子和分子H和冷却流的CO观测一致。在这些和其他冷却流中，温暖的电离气体作为质量下降的产物的预测可以通过钱德拉，XMM和ASTRO-E来验证。
2000-02-04 astro-ph
Regulation of the X-ray luminosity of clusters of galaxies by cooling and supernova feedback
星系团被认为含有大约十倍于重子物质的暗物质。因此暗成分主导了星系团的引力势，而被这种势限制的重子辐射出的X射线的亮度主要取决于星系团核心的气体密度。然而，基于团簇形成模型对X射线性质的预测与观测结果并不一致。如果模型忽略了冷却气体凝结成恒星和来自相关超新星的反馈，他们就会高估X射线的光度，因为核心气体的密度太高了。早期的均匀分布的超新星反馈可以通过加热未凝聚的气体来纠正这一点，从而使其更难压缩到核心中，但这样的过程似乎需要大量的超新星。在这里，我们展示了星系际气体的辐射冷却和随后的超新星加热如何合谋消除星团内介质中的高度可压缩的低熵气体。这使得星团的核心熵和X射线光度与观测结果相一致，在某种程度上，它几乎不依赖于早期宇宙中超新星加热的效率。
2001-11-22 astro-ph
The velocity field of baryonic gas in the universe
由暗物质引力引起的重子星系际介质的动力学演化受纳维-斯托克斯方程控制，其中包含许多冷却和加热过程。然而，长期以来，人们一直认为，宇宙物质团簇的生长模式动力学可以由随机力驱动的Burgers方程，如果忽略冷却和加热。IGM的动力学可以被描述为Burgers流体的程度还没有得到充分的研究，可能是因为冷却和加热对于IGM的详细理解是必不可少的。利用宇宙学流体动力学模拟产生的IGM样品，其中加热和冷却过程被适当地占，我们表明，IGM速度场在非线性制度显示的Burgers流体的功能，即，当雷诺数高，速度场由一个合奏的冲击。结果表明：（1）IGM的速度$v$一般小于暗物质的速度;（2）对于平滑场，IGM的速度与暗物质的相关性由$v \simeq s v_{dm}$和$s<1$给出，红移越低，$s$越小;（4）速度差的PDF $Δv=v(x+r)-v(x)$满足Burgers流体的标度关系，即，$P(Δv)=(1 r^y)F(Δv/r^y)$。我们发现的标度函数和参数的IGM适用于整个规模范围内的样品（0.26 - 8小时$^{-1}$ Mpc）。这些性质表明，IGM和暗物质之间的相似映射在比IGM的金斯长度大得多的尺度上被破坏。
2005-10-04 astro-ph
Neutrinos as cluster dark matter
根据修正的牛顿动力学计算，星系团的动力学质量比牛顿动力学质量小两到三倍，但仍然明显大于星系中热气和恒星形式的重子质量。在这里，我进一步考虑的建议，未检测到的物质可能是宇宙学中微子的形式与质量的数量级为2电子伏特。如果中微子和重子具有可比的速度色散，并且如果这两个分量保持它们的宇宙学密度比，那么团簇核心的电子密度应该与温度的3/2次方成正比，就像在非冷却流团簇中一样。这与用来解释观测到的光度-温度关系的陡峭性的“熵底”是等价的，但是这里不需要预热介质。在MOND的背景下，两流体（中微子-重子）集团的流体静力学模型再现了观测到的集团的光度-温度关系。如果气体密度分布服从贝塔定律，则自洽模型预测了冷却和非冷却流团中所观察到的温度分布的一般形式。
2007-03-22 astro-ph
Effects of Baryons and Dissipation on the Matter Power Spectrum
我们研究重子物理的重要性，预测的物质功率谱，因为它是相关的即将到来的弱透镜调查。我们量化重子物理学的影响，使用一套三个宇宙学数值模拟。每个模拟具有相同的初始密度场，但模拟不同的物理过程。第一个模拟仅使用重力来演化密度场，第二个包括非辐射气体动力学，第三个包括重子的辐射加热和冷却，恒星形成和超新星反馈。我们发现，重子过程改变预测的物质功率谱显着相对于模型，仅包括引力相互作用。我们的研究结果意味着，未来的弱透镜实验，如LSST和SNAP将是非常敏感的理解不足的物理管理的非线性演化的重子组成部分的宇宙。在冷却和恒星形成的模型的情况下，净效应显着更大，在这种情况下，我们的结果意味着当代调查，如CFHT宽调查也可能是敏感的重子过程。特别是，这种效果可能是重要的未来调查的约束力的预测，如果从尺度大于l~1000的信息包括在分析中。我们发现，偏差主要是由个别暗物质晕相对于重力的情况下，而不是一个大规模的物质重排的重新安排。因此，我们提出了一个简单的模型，基于现象学晕模型的暗物质集群，重子效应，可以用来帮助解释即将到来的弱透镜数据。
2007-03-29 astro-ph
Revisiting the Cosmic Cooling Crisis
最近对K波段光度函数的测量，现在为我们提供了对已经冷却的重子分数的强有力的、可靠的约束。在全球范围内，这一比例仅约为5%，并且没有强有力的证据表明它在集群中显着更高。没有一个有效的次网格反馈处方，冷却气体的分数在任何数值模拟超过这些观测约束，并增加分辨率。这损害了任何基于模拟结果的星系和星系团性质的讨论，其中包括冷却，但没有实现有效的反馈机制。
2001-04-03 astro-ph
Strange stars: Which is the ground stage of QCD at finite baryon number
提出了Witten关于奇异夸克物质（“奇异物质”）是有限重子数QCD基态的猜想，并将奇异物质构成的星（“奇异星”）与中子星作了比较.奇异星不同于中子星的唯一可观测的方式是在其早期的热历史和奇异星冷却的详细研究报告，并比较中子星冷却。其中一个结论是，未来对SN 1987 A核心坍缩产生的致密物体的热辐射的探测可能是奇怪物质的第一个证据。
1996-02-09 astro-ph hep-ph
NEUTRON STARS: PROBES FOR HIGH DENSITY BARYON PAIRING
一般来说，我们考虑孤立中子星的早期热演化，即，在超新星爆炸后的第一个$10^5$年，当冷却是由核心的中微子发射驱动时。结果表明，如果发生快中微子发射，表面温度实际上是由核心重子成为超流的临界温度$T_c$决定的，而几乎没有其他的东西。特别是，对实际中微子发射过程的依赖性非常弱。换句话说，快中微子冷却中子星是宇宙中最高的$T_c$超流体（超导体）的温度计。简要介绍了观测数据。
1995-01-19 astro-ph nucl-th
Relativistic direct Urca processes in cooling neutron stars
导出了中子星中简并重子物质中直接Urca过程引起的中微子能量损失的相对论表达式。我们使用两种不同的方法来计算我们感兴趣的反应所引起的发射率。首先，我们用费米的“黄金法则”进行一个标准的计算。第二个计算，得到相同的表达式，执行与援助的偏振功能的介质。我们的中微子能量损失的结果强烈不同于以前的非相对论的结果。当考虑质子和中子之间的不对称性时，我们还讨论了通过介质中的弱带电流的反应中重子矢量流的不守恒。上述效应，没有讨论的文献中，以前，大大修改的极化函数的重子物质中感生的弱带电电流。
2001-10-16 astro-ph hep-ph nucl-th
Weak magnetism effects in the direct Urca processes in cooling neutron stars
在平均场近似下，我们研究了在简并重子物质中，弱磁性和赝标相互作用对相对论核子直接Urca过程引起的中微子能量损失的影响.我们的中微子能量损失公式包含核子反冲，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。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
Neutron star cooling
分析了核物理理论对孤立中子星冷却的影响。综述了中子星物质的组成、状态方程、各种重子的超流性、中微子发射机制等对冷却有重要意义的物理性质。理论计算结果与中子星的热辐射观测结果进行了比较。目前的限制致密物质的理论模型，来自这样的比较，制定。
2004-09-30 astro-ph nucl-th
Vertex renormalization in weak decays of Cooper pairs and cooling compact stars
当温度低于超流相变的临界温度时，重子物质通过在凝聚体中形成的库珀对的断裂和复合而释放中微子。核介质中的强相互作用改变了弱相互作用顶点和相应的中微子损失率。我们研究这些修改非微扰求和无限系列的粒子-空穴环的S波超流中子物质。中子物质中的配对和粒子-空穴相互作用是在BCS和费米液体理论的框架下从微观相互作用得到的。与f和规则一致，在小动量传递q展开中，对极化张量的首阶贡献出现在O（q^2）处。与单圈中微子发射率相比，相关中微子发射率在参数上被抑制了约5 \times 10^{-3}倍，参数是以温度为单位的重子反冲。
2007-05-29 astro-ph nucl-th
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
