Hydromagnetic waves in a superfluid neutron star with strong vortex pinning
Maarten van Hoven, Yuri Levin
备注：
10 pages, significantly improved and accepted to MNRAS. Old results unchanged, additional new result: robust theoretical upper limit on the fast precession angle
Neutron-star cores may be hosts of a unique mixture of a neutron superfluid and a proton superconductor. Compelling theoretical arguments have been presented over the years that if the proton superconductor is of type II, than the superconductor fluxtubes and superfluid vortices should be strongly coupled and hence the vortices should be pinned to the proton-electron plasma in the core. We explore the effect of this pinning on the hydromagnetic waves in the core, and discuss 2 astrophysical applications of our results: 1. We show that even in the case of strong pinning, the core Alfven waves thought to be responsible for the low-frequency magnetar quasi-periodic oscillations (QPO) are not significantly mass-loaded by the neutrons. The decoupling of about 0.95 of the core mass from the Alfven waves is in fact required in order to explain the QPO frequencies, for simple magnetic geometries and for magnetic fields not greater than 10^{15} Gauss. 2. We show that in the case of strong vortex pinning, hydromagnetic stresses exert stabilizing influence on the Glaberson instability, which has recently been proposed as a potential source of superfluid turbulence in neutron stars.
Neutron Star Superfluidity, Dynamics and Precession
综述了中子星中子超流体和质子超导体的基本转动和磁性。详细讨论了中子超流体的旋进模式。我们强调，在有限的温度下，钉扎的超流涡不提供任何约束的进动。热激活可以克服任何钉扎能量，并且存在一个动力学稳定状态，在该状态下，超流以地壳和超流旋转速度矢量之间的小滞后角跟随地壳的进动。在这个小的滞后系统是远离临界条件unpinning，即使观察到的地壳进动可能需要一个大的角度之间的数字轴和地壳的旋转速度矢量。我们的结论是，如果长周期调制脉冲到达时间和脉冲形状观察到的脉冲星，如PSR B 1828 -11是由于进动的中子星，这并没有任何约束力的影响存在钉扎的磁通线或II型超导性的存在，在中子星。
Superfluid Friction and Late-time Thermal Evolution of Neutron Stars
最近对两颗较老的孤立中子星PSR 1929+10和PSR 0950+08（年龄分别为$3\times 10^6$和$2\times 10^7$ yr）的温度测量表明，这些天体是加热的。一个有希望的候选热源是中子星外壳和它被认为包含的超流体之间的摩擦。我们研究了超流摩擦对中子星长期热演化和转动演化的影响。PSR 1929+10的超流体和地壳之间的旋转速度差（平均为内地壳惯性矩）为$\barω\sim 0.6$ rad s $^{-1}$，PSR 0950+08的超流体和地壳之间的旋转速度差为$\sim 0.02$ rad s $^{-1}$，可以解释它们观测到的温度。这些差异的速度可以维持钉扎的超流涡的内部地壳晶格的强度$\sim$ 1兆电子伏每核。钉扎涡旋可以通过热涨落或量子隧穿向外蠕动。对于热激活蠕变，超流体和地壳之间的耦合对温度高度敏感。如果钉扎保持大的差异旋转（$\sim 10$ rad s $^{-1}$），反馈不稳定性可能发生在恒星年轻于$\sim 10^5$ yr导致振荡的温度和自旋下降率超过一个周期$\sim 0.3 t_{\rm age}$。然而，对于年龄大于$\sim 10^6$ yr的恒星，涡旋蠕动是通过量子隧穿发生的，并且蠕动速度对温度太不敏感，因此不会发生热旋转不稳定性。这些较老的恒星可以通过稳定的超流体摩擦过程被加热。
Vortex Configurations, Oscillations and Pinning in Neutron Star Crusts
中子星内壳中的旋转中子超流体被量子化的涡旋线穿过。来自晶格核的钉扎力和来自中子超流体的马格努斯力作用在具有有限张力的涡旋线上。当旋转轴稍微倾斜于晶格长轴且马格努斯力不太强时，平衡状态下的涡线结构是由许多被非钉扎扭折分开的钉扎直线段组成。在密度约为3.4 x 10^13 g cm^-3时，需要约4 MeV的能量才能形成扭结。马格努斯力使涡旋线在全球尺度上呈抛物线形。存在两种模式，旋转和螺旋（开尔文），涡线上允许的振荡。只有在最小频率以上，固定直段中的涡流振荡才是可能的。我们没有发现随时间增长的不稳定模式。因此，具有扭结的涡旋位形可能是稳定的，并产生强钉扎态。即使我们考虑多晶结构中的涡旋行为，我们的结果的本质也不会改变。我们的研究表明，多晶结构中涡旋线的钉扎仍然足以解释大的故障。
