On the number of accreting and cooling isolated neutron stars detectable with the ROSAT All-Sky Survey
我们提出了孤立的中子星，冷却和吸积的中子星，这是不活跃的射电望远镜，与ROSAT全天巡天观测到的log N - log S曲线的限制，并与理论预期进行比较。到目前为止，在ROSAT源中，只有一颗孤立的中子星被光学识别，即RXJ 185635 -3754（Walter & Matthews 1997）。又提出了三个有希望的候选人。此外，从不同的光学跟踪研究中，对这种中子星的空间密度有几个上限估计。我们表明，对数N -对数S曲线，根据目前的观测，包括确定的中子星，三个额外的候选人，和上限，位于理论预期的中年冷却中子星和老吸积中子星之间。迄今为止，ROSAT发现的中子星候选者中至少有一颗可能正在冷却而不是吸积。我们认为，事实上，更多的吸积孤立的老中子星预计（例如，Madau & Blaes 1994）比观察到的更大的误差主要是由于在这些计算中使用的速度分布。最近的射电观测表明，慢中子星的数量较少，更少的X射线明亮的老中子星。然而，在对数N -对数S曲线的X射线亮端，ROSAT观测与理论预期吻合得很好。
1998-12-28 astro-ph
Millisecond oscillators in accreting neutron stars and black holes
在低质量X射线双星（LMXB）中发现的毫秒变率可能反映了中子星或中子星强引力场中吸积流体的运动。两个本征频率不相等的振子之间的参数共振为在某些黑洞系统中观察到的2：3的频率比提供了一个自然的解释，可能也在最亮的中子星中。这两个振子可能对应于纬向和径向周转运动。
2003-04-18 astro-ph
X--ray Emission from Old, Isolated, Accreting Neutron Stars
综述了在孤立的老中子星上的吸积。讨论了用ROSAT探测它们的X射线发射，并概述了目前的观测状况。
1996-08-23 astro-ph
Diamagnetic Screening of the Magnetic Field in Accreting Neutron Stars
研究了吸积物质屏蔽吸积中子星表面磁场的可能机制。特别是，我们调查的性质的演变的内部场配置的情况下，a）的极冠吸积和b）球形吸积。
2002-12-12 astro-ph
The r-modes in accreting neutron stars with magneto-viscous boundary layers
我们从两个方面探讨了吸积中子星中r模的动力学。首先，我们探讨如何耗散的磁粘性边界层（MVBL）在壳核界面支配阻尼的r-模式扰动的流体内部。考虑两种模型：一种假设内部是普通流体，另一种假设核心由超流中子、II型超导质子和普通电子组成。我们表明，在我们的近似，没有解决方案的磁流体动力学方程存在于超流体模型时，中子和质子涡被钉扎。然而，如果只有一种涡旋被钉扎，我们可以找到解决方案。当中子涡旋被钉扎而质子涡旋被解除钉扎时，除非钉扎很弱，否则耗散比普通流体模型中的耗散要大得多。当质子涡被钉扎而中子涡未被钉扎时，即使钉扎很强，耗散也与普通流体模型相当或略低。我们还发现，在超流模型中，相对较弱的径向磁场~ 10^9 G（10^8 K / T）^2对MVBL有很大的影响，尽管相互摩擦的影响往往会抵消磁场的影响。其次，我们发展我们的两个模型的时间，占吸积，并探讨如何的磁场强度，r-模式饱和振幅，吸积率影响这些恒星的周期演化。如果r-模式控制吸积中子星的自旋周期，我们发现磁场可以影响低质量x射线双星（LMXB）的自旋频率的聚类，以及这些双星中目前发射引力波的比例。
2002-09-20 astro-ph gr-qc
Spin-up of the hyperon-softened accreting neutron stars
我们用一个实际的超子软化状态方程研究了吸积中子星的自旋上旋。利用精确的二维计算，我们研究了吸积中子星在角动量频率平面上的演化轨迹。与已经观察到强烈回弯行为的自旋向下的孤立射电星系的情况相反，在吸积动力自旋向上的情况下，我们没有看到回弯现象。我们的结论是，在吸积驱动的自旋加速的情况下，伴随角动量增加的质量增加效应强烈抑制了后弯。
2005-06-20 astro-ph
Conditions for Steady Gravitational Radiation from Accreting Neutron Stars
研究了引力波和吸积驱动的低质量X射线双星和类似系统中中子星r模的角速度、核心温度和（小）振幅的演化。确定了演化到稳定平衡态（引力波通量与平均X射线通量成正比）所需的条件。为了与从中子星冷却的观测中得出的结论保持一致，核心中子被认为是正常的，而核心质子和超子以及地壳中子被认为是单线态超流体。阻尼的主要来源是超子体粘滞性（如果地核的大部分至少是核密度的2- 3倍）和地核-地壳边界层内的（e-e和n-n）剪切粘滞性（可能还有磁）。研究发现，如果超子的超流转变温度足够小（$\lesssim 2\times 10^9$ K），就可以达到一个稳定的平衡态，这使得来自Sco X-1和其他几颗低质量X射线双星中的中子星的引力辐射有可能被第二代LIGO（和VIRGO）阵列探测到.
2002-07-26 astro-ph gr-qc
Spatial distribution of accreting isolated neutron stars
本文给出了由老孤立中子星从星际介质吸积产生的光度分布的计算机模型。我们发现，对于不同的平均速度的OINS的光度分布有一个环面状的结构，在$\approx 5 kpc$的最大值。
1996-09-18 astro-ph
On the Population of Wind-Accreting Neutron Stars in the Galaxy
我们探讨了从主序星伴星风中吸积的中子星在银河系低光度硬X射线源（LX <~ 10^35尔格/s; 1-10 keV）中占很大比例的可能性。这项工作的动机是最近的钱德拉观测银河系中心的王等（2002）。我们的计算表明，在这次调查中发现的许多离散的X射线源可能是风吸积的中子星，并且通过更深入的X射线观测可能会发现更多。我们建议进行红外观测活动，以寻找这些X射线源的恒星对应物。
2002-03-17 astro-ph
X--Ray Spectra from Neutron Stars Accreting at Low Rates
本文研究了中子星在静止大气中低速吸积时产生的X射线辐射的光谱特性。Alme \& Wilson（1973）以前的结果被推广到$10^{-7}\leq L/L_{Edd}\leq 10^{-3}$的范围，以包括典型的光度$L\sim 10^{31}-10^{32} \ {\rm ergs\, s^{-1}}$，这是孤立的中子星吸积星际介质的结果。出射光谱表明，在中子星的有效温度下，除了在维恩尾上有一个明显的过量外，相对于黑体，出射光谱还显示出整体硬化。本文简要讨论了低光度X射线源的可观测性与目前结果的相关性。
1994-07-22 astro-ph
Magnetized Atmospheres around Accreting Neutron Stars
本文详细研究了高磁场（$B\gtrsim 10^{12}$ G）低光度（$L\lesssim 10^{33}$ erg/s）吸积中子星周围的大气。通过求解简正波的传输方程，耦合到流体静力学方程和能量平衡方程，计算了平面平行纯氢介质的大气结构、强度和出射光谱。在以前的研究中发现的硬尾吸积，非磁性中子星具有可比的亮度被抑制和X射线光谱，虽然仍然比黑体在恒星有效温度硬，几乎是普朗克的形状。吸积大气的光谱，无论是高，低领域，被发现表现出显着过剩的光学波长以上的瑞利-金斯尾巴的X射线连续谱。
2000-02-01 astro-ph
Magnetic Field Evolution of Accreting Neutron Stars - III
中子星磁场的演化情况进行检查假设自旋下降引起的驱逐最初局限于核心的磁通量，在这种情况下，驱逐通量经历欧姆衰减。结合地壳微物理和物质运动，研究了吸积中子星场演化的性质。这种情况可以解释观测到的中子星的场强，但只有当地壳晶格包含大量的杂质，这是在直接对比的模型，假设一个原始的地壳场。
1999-05-16 astro-ph
Old Isolated Accreting Neutron Stars: The Diffuse X--ray Emission From The Galactic Center
研究了吸积星际介质的弱磁化（$B\sim 10^9$ G）中子星对银河系中心观测到的弥散X射线辐射的贡献。结果表明，在关于中子星和气体分布的相当保守的假设下，吸积光度可以解释2.5- 7 keV波段探测到的X射线通量中相当大的一部分，可能是大部分。特别是，模型结果与{ \it Granat\/}数据进行了比较，并显示出在通量能量和径向分布的一般协议。
1996-05-14 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
The broad band X-ray/hard X-ray spectra of accreting neutron stars
我回顾了低质量X射线双星（LMXB）的能谱弱磁化吸积中子星（NS），强调最近的宽带（0.1-200千电子伏）光谱和定时观测进行的Beppo-SAX和RXTE。利用黑洞候选者（BHC）与NS吸积的相似性，讨论了NS LMXB的吸积几何和发射过程。
2001-01-17 astro-ph
The Angular Momentum of Accreting Neutron Stars
我回顾了吸积中子星的自转测量。自1991年4月以来，康普顿γ射线天文台（CGRO）的爆发和瞬变源实验（BATSE）连续观测到许多强磁吸积X射线天体。这些观测结果表明，施加在许多盘馈吸积X射线天体上的吸积力矩在月到年的时间尺度上改变符号。这就导致了自旋向上和自旋向下的交替周期，几乎具有相同的扭矩，导致吸积获得的净角动量很少。我还总结了最近的发现与罗西X射线定时探测器（RXTE）的周期性在I型X射线爆发。这些似乎表明，我们银河系中许多快速吸积的弱磁性中子星的旋转频率都大于250赫兹。最值得注意的是，它们都在一个相当窄的频率范围内旋转。
1998-01-07 astro-ph
Enigmatic sub-luminous accreting neutron stars in our Galaxy
在过去的几年里，在我们的银河系中发现了一类神秘的亚发光吸积中子星。他们的峰值X射线光度（2-10千电子伏）的几倍1 E34 erg/s的几倍1 E35 erg/s，和持久性和瞬态源已被发现。我提出了一个简短的概述，我们的知识，这些系统，我们可以从中学到什么。
2008-01-07 astro-ph
The endpoint of the rp process on accreting neutron stars
我们计算了氢在吸积中的中子星表面燃烧的快速质子捕获过程。在两个稳态核燃烧适合于快速吸积中子星（如磁极帽吸积X射线恒星）和不稳定燃烧的I型X射线爆发，我们发现，rp过程结束于一个封闭的SnSbTe循环。这就阻止了比Te重的元素的合成，并对X射线暴剖面、吸积中子星的组成以及轻p核的潜在星系核合成产生重要影响。
2001-02-23 astro-ph nucl-th
Log N -- Log S distributions of accreting and cooling isolated neutron stars
我们的模型人口孤立中子星在银河系的轨道和磁旋转的演变。结果表明，在流量低于$\sim 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1},$时，吸积体比冷却器更丰富，可以预言在{ \it Chandra}和{ \it Newton}处每平方度应观测到一颗吸积中子星$\sim 10^{-16}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}.$的通量极限与孤立中子星有关的软ROSAT源只有在中子在过去的$\sim 10^6$年中，太阳附近的恒星诞生率比由射电脉冲星观测推断的要高。
2003-06-20 astro-ph
High energy gamma rays from old accreting neutron stars
我们考虑一颗磁化中子星，它从伴星或周围的气体云吸积，作为一个可能的伽马射线源，其能量介于$100$ $MeV$和$10^{14}-10^{16}~eV$之间。吸积等离子体的流动被阿尔文表面的激波终止。这样的冲击波是粒子加速到$\sim 10^{15}-10^{17}~eV$能量的地方;伽马光子是在冲击波加速的粒子和吸积物质之间的非弹性$pp$碰撞中产生的。该模型适用于老中子星孤立或在二元系统。$100~MeV$上方的伽马射线通量不容易检测到，但我们建议切伦科夫实验可以使用具有非常高能量的伽马射线作为银河系致密云中孤立的老中子星的可能特征。
1996-06-28 astro-ph
Gravitational Radiation and Rotation of Accreting Neutron Stars
罗西X射线计时探测器最近的发现表明，银河系中大多数快速吸积和弱磁性的中子星都以大于250赫兹的自旋频率旋转。值得注意的是，它们都在一个狭窄的频率范围内旋转。我认为，这些恒星旋转得足够快，以至于平均而言，由吸积增加的角动量被引力辐射所抵消。来自引力辐射的角动量损失率对自旋频率的强烈依赖性为类似的自旋频率提供了一个自然的原因。假设内部温度具有与自旋轴不对准的大尺度不对称性，则在地壳深部中的温度敏感电子捕获可以提供在300 Hz下达到这种极限情况所需的四极。这种四极子只在吸积过程中出现，因此很难通过快速吸积形成旋转速度超过600-800 Hz的射电望远镜。大多数中子星的重力波强度<10^{-26}，Sco X-1的重力波强度>2 × 10^{-26}。关于位置、自旋频率和轨道周期的先验知识将允许用引力波干涉仪（LIGO、VIRGO和双循环GEO 600探测器）深入搜索这些周期性信号，实验者需要考虑这些来源。Sco X-1很可能首先被发现。
1998-04-29 astro-ph gr-qc
Oceanography of Accreting Neutron Stars: Non-Radial Oscillations and Periodic X-Ray Variability
对许多吸积中的中子星（NS）的光度准周期振荡（QPO）的观测使我们开始研究在其他恒星中普遍存在的周期性来源：非径向振荡。在总结了吸积NS的大气和海洋结构之后，我们讨论了频率在1-100 Hz范围内的各种低lg模。成功识别具有观测频率的非径向模式将产生关于NS的热和成分构成以及其半径的新信息。最后，我们讨论快速旋转如何改变g模式频率。
1997-12-31 astro-ph
Evolution of the Magnetic Field in Accreting Neutron Stars
有足够的观测证据表明，中子星的双星历史与它们的磁场演化之间存在因果关系。特别是，低场毫秒双星的产生被认为是双星系统中正常高场中子星加工的结果。我们试图了解作为双星系统成员的中子星中的场演化机制，目的是了解毫秒脉冲星的产生问题。为此，我们研究了四个相关的问题：反磁屏蔽对中子星从其双星伴星吸积物质的最终场的影响; ii.位于吸积中的中子星的地壳中的磁通量的演化; iii.将上述模型应用于实际系统并与观测结果进行比较; iv.研究最初位于恒星核心的磁通量的后果及其观测意义。
2000-01-20 astro-ph
Impact of the symmetry energy on the outer crust of non-accreting neutron stars
利用精确的核质量表计算了非吸积中子星外壳的成分和状态方程。本研究的主要目的是了解对称能对外地壳结构的影响。首先，我们建立了一个简单的“玩具模型”来说明电子密度和对称能之间的竞争。然后，现实的质量表被用来表明，具有刚性对称能的模型--那些为重核产生大的中子皮的模型--预测了一系列比软核更富中子的核。这个结果可以用一种相关性的形式来表述：208 Pb的中子皮越大，外壳的成分就越奇特。
2008-05-16 astro-ph gr-qc nucl-ex
Gravitational Waves from Phase Transition of Accreting Neutron Stars
我们认为，当低质量X射线双星中的中子星吸积足够的质量，成为毫秒双星，这些恒星的内部可能会发生相变，激发恒星径向振荡。我们表明，径向振荡将主要阻尼引力波辐射，而不是内部粘度。这种引力波可以被先进的激光干涉引力波天文台以每年大约三次的速度探测到。
1997-04-16 astro-ph
The outer crust of non-accreting cold neutron stars
利用现代核数据和理论质量表，特别是对Baym，Pethick和Sutherland的经典工作进行了更新，研究了非吸积冷中子星的外壳性质.实验数据从原子质量表从奥迪，Wapstra，和Thibault的2003年和许多现代理论核模型，相对论和非相对论的，进行了彻底的比较第一次。此外，对影响和变形进行了研究。比较了现有的理论核质量表，比较了它们在非吸积冷中子星的中子滴线、魔中子数、状态方程和富中子核到滴线的顺序等方面的差异。
2006-02-01 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
Dynamics of the Flows Accreting onto a Magnetized Neutron Star
采用基于分裂的修正一阶Godstrom方法数值模拟了磁化中子星表面的非定常柱吸积过程。激波的形成和演化是在吸积速率为10^{15} g/s到10^{16} g/s和表面磁场为5*10^{11} G到10^{13} G的条件下模拟的。得到了等离子体减速的非定常解，吸积流的动能有效地转化为回旋辐射场。流动的无碰撞停止允许相当大一部分的吸积CNO核避免溅射并到达表面。核的存活分数取决于表面磁场，在较低的磁场较高。
2004-12-14 astro-ph
Accreting isolated neutron stars
讨论了磁化的、缓慢旋转的孤立中子星对星际物质的吸积。我们发现，这些天体的平均持久X射线光度不可能超过4x10^26 erg/s。它们也可以表现为X射线爆发，爆发持续时间约为30分钟，重复时间为10^5年。这表明，在最近的X射线任务中可以观测到的孤立的吸积中子星的数量比以前估计的要小几个数量级。我们的研究结果与假设中子星的磁场在短于5亿年的时间尺度上呈指数衰减的模型相矛盾。
2006-12-22 astro-ph
Spectral Signatures of KiloHertz Quasi-Periodic Oscillations from Accreting Neutron Stars
本文描述了在中子星X射线双星中发现的毫秒计时特性和光谱特性之间的相关性，并解释了它们与系统中的吸积流之间的关系。利用联合定时和光谱观测来检验强场广义相对论的一个关键预言--边缘稳定轨道的存在，并给出了对中子星x射线双星4U 1820 -303的观测结果，表明边缘稳定轨道的特征已被探测到。
2000-08-28 astro-ph
Spectroscopic Constraints on the Surface Magnetic Field of the Accreting Neutron Star EXO 0748-676
最近在爆发的中子星EXO 0748-676的X射线谱中推断出Fe XXVI、Fe XXV和O VIII的引力红移吸收线。我们根据磁力线对恒星的磁场设定一个上限。氧吸收特征显示出多组分分布，这与~（1-2）x10^9高斯的磁场中的塞曼分裂一致，并且预期铁谱线的相应塞曼组分混合在一起。在其他的系统中，大于5 × 10 ^{10}高斯的场强会引起线质心的蓝移，这将抵消引力红移，并使中子星状态方程的约束推导复杂化。
2003-05-18 astro-ph gr-qc physics.atom-ph
Period distribution of old accreting isolated neutron stars
本文计算了老的吸积孤立中子星的周期分布。低速惯性系经过几十亿年的演化，进入吸积阶段。在这一阶段，惯性导航系统的周期演变是由磁制动和角动量吸积。由于星际介质是湍流的，吸积动量对惯性导航系统的自旋既有加速作用，也有减速作用，因此惯性导航系统的周期演化具有混沌特征。我们的计算表明，在恒定的磁场吸积INS的情况下，有相对较长的自旋周期（几个小时或更长，这取决于INS的空间速度，它的磁场和周围介质的密度）。这一周期比\emph ROSAT对3颗射电静默孤立中子星的测量值长得多。由于周期较长，INS应具有较高的自旋上升/下降速率$\dot p$，该速率应在$\sim 1$年的时间尺度上波动。
2001-08-31 astro-ph
Instabilities, turbulence, and mixing in the ocean of accreting neutron stars
我们考虑吸积磁性中子星海洋的稳定性。事实证明，由于沿表面的温度和化学成分梯度以及霍尔效应的综合影响，海洋总是不稳定的。在吸积恒星中，振荡模式和非振荡模式都是不稳定的。振荡的不稳定性增长的顺序OS 0.1-10秒的短时间尺度上取决于表面不均匀性的长度尺度和扰动的波长。非振荡模式的不稳定性通常要慢得多，并且可以在数小时或数天的时间尺度上发展。不稳定性会产生一种微弱的湍流，这种湍流可能是表层和深海层混合的原因，也可能是恒星表面吸积物质扩散的原因。在吸积星的大气中，由于混合作用，可以探测到重元素的光谱特征，这些特征在稳定燃烧和不稳定燃烧的中子星中应该是不同的。由不稳定性引起的运动也可能是光度缓慢变化的原因。
2005-04-20 astro-ph
An ultra-relativistic outflow from a neutron star accreting gas from a companion
准直相对论性流出，或喷流，是宇宙中最具活力和相对论性的现象之一。它们与遥远的活动星系核（AGN）中的超大质量黑洞、吸积黑洞和双星系统中的中子星有关，并被认为是造成伽马射线暴的原因。然而，这些喷流的物理学仍然是一个谜，因为它们的整体速度，成分和能量仍然很难确定。在这里，我们报告的超相对论外流的发现，从一个双吸积中子星吸积气体的双系统。流出的速度与从活动星系核观察到的最快移动的流相媲美，其强度受到中子星上物质吸积速率的调制。激波在气流的下游被激发，它们本身以温和的相对论性整体速度移动，并且是所观察到的来自射流的同步辐射的位置。我们的结论是，产生这种高度相对论性的外流并不需要黑洞特有的性质，如事件视界。
2004-01-15 astro-ph
QPOs and firehose instabilities in neutron star magnetospheres in accreting systems
我们表明，吸积盘与中子星磁层的相互作用可以激发共振剪切阿尔芬波的频率为Hz-kHz的区域中的密度梯度增强。这是吸积物质沿着磁层中的磁场线流动的区域。我们认为，由于等离子体流产生的压力各向异性，消防水龙带不稳定性很可能发生。此外，对于偶极场拓扑结构，我们表明，一个新的不稳定性的发展，由于磁场曲率和等离子体流。
2005-06-04 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
Measurement of Hard Lags and Coherences in the X-Ray Flux of Accreting Neutron Stars and Comparison with Accreting Black Holes
利用Rossi X射线定时探测器，我们测量了吸积中子星4U 0614+091和4U 1705-44在0.01 ~ 100 Hz的定时噪声中9 ~ 33 keV光子相对于2 ~ 9 keV光子的滞后。作为比较，我们对吸积黑洞候选者Cyg X-1和GX 339-4进行了类似的测量。在观测期间，这些源都处于低（硬）态。我们发现在所有这些来源的相位滞后0.03和0.2弧度之间，频率的变化远小于预期的滞后常数的时间。我们还测量与所有来源的统一一致的一致性。正如已经提到的黑洞候选者，这些数据是不一致的简单康普顿化模型调用一个恒定的时间延迟。非均匀介质中的康普顿化现象或许可以解释这种滞后现象。然而，滞后的幅度意味着热电子气延伸到超过1000史瓦西半径。这可能是一个能源问题。我们认为，虽然一个大的热云是可能的黑洞，可能会隐藏一些他们的吸积能量在平流，这样的分布可能是不可能的中子星的所有吸积能量最终释放在中子星表面。这对康普顿化模型提出了质疑，尽管能量问题可以通过例如来自内部圆盘的风来解决。
1998-12-10 astro-ph
A General Relativistic Calculation of Boundary Layer and Disk Luminosity for Accreting Non-Magnetic Neutron Stars in Rapid Rotation
本文用完全广义相对论方法计算了吸积低磁场快速旋转中子星的盘和边界层光度。旋转增加了盘的亮度，降低了边界层的亮度。与静态极限相比，中子星的快速旋转大大改变了这些量。当中子星的自转接近离心质量脱落极限时，总光度仅由扩展盘贡献。对于这样的最大旋转速率，我们发现，在最大稳定的引力质量配置达到之前，存在一个极限的中心密度，在最里面的稳定轨道的粒子将更紧密地绑定比那些在表面的中子星。我们还计算了粒子在快速旋转的中子星周围开普勒轨道上的角速度分布。结果表明，一组有代表性的状态方程模型的中子星的问题。
1998-02-14 astro-ph
Diamagnetic Screening of the Magnetic Field in Accreting Neutron Stars
研究了吸积物质屏蔽吸积中子星表面磁场的可能机制。我们模拟的物质流在恒星的表面层由一个假设的2-D速度场满足所有的物理要求。使用这个模型的速度，我们发现，在没有磁浮力，表面场被屏蔽（淹没的领域平流）的时间尺度内的物质流的顶层。另一方面，如果存在磁浮力，屏蔽发生在一个时间尺度上，这是较深（因此，较密集）层的较慢流动的特征。对于吸积的中子星，这个较长的时间尺度大约是$10^5$年，这与大多数大质量X射线双星的吸积时间尺度相似。
2002-01-27 astro-ph
The Ocean and Crust of a Rapidly Accreting Neutron Star: Implications for Magnetic Field Evolution and Thermonuclear Flashes
我们调查大气，海洋和中子星的地壳吸积足够高的速度（通常超过当地爱丁顿限制），以稳定燃烧的吸积氢和氦。对于每年超过10^-8太阳质量的全球富氢吸积（典型的是少数中子星），我们讨论了深海和地壳的热状态及其与中子星核心的耦合，中子星核心通过传导（来自地壳）加热，通过中微子发射冷却。我们估计了热的深地壳中的欧姆扩散时间，发现它比缓慢吸积的中子星中较冷地壳的特征值明显缩短（小于10^8年）。我们推测这些计算的影响磁场演化的明亮吸积X射线源。我们还探讨了当地吸积率超过十倍爱丁顿率的快速压缩的后果。这种快速的吸积将大气/海洋加热到10^9 K量级，但密度相对较低;对于吸积纯氦的恒星，这会导致稳定的氦燃烧导致灰烬（主要是碳）的不稳定燃烧。这种不稳定的燃烧可以在短至数小时至数天的时间尺度内再次发生，并且可能是某些氦吸积星，特别是4U~1626- 67上耀斑的原因。这种快速的局部吸积速率在吸积X射线天体上很常见，在那里，磁场将吸积流集中在恒星区域的一小部分上。
1998-02-03 astro-ph
Evolution of isolated neutron stars in globular clusters: number of Accretors
从粒子数合成的观点出发，利用一个简单的模型，我们试图验证Pfahl & Rappaport（2001）提出的一个有趣的观点，即球状星团（GC）中的暗源可以是孤立的吸积中子星（NS）。简单的估计表明，我们可以预期大约0.5-1吸积孤立NS每个典型的GC与$M=10^5 M_{\odot}$在相应的观察。本文简要讨论了GCs中旧的孤立吸积NS的性质。我们认为，吸积NS在GC经历了显着的磁场衰减。
2001-05-08 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
Neutron reactions in accreting neutron stars: a new pathway to efficient crust heating
在我们对中子星地壳加热的计算中，我们包括了几个关键的新模型特征。在早期的工作中，电子捕获（EC）只允许中子从子基态发射，在这里，我们计算，在变形QRPA模型，EC衰变率的所有国家的女儿，允许伽莫夫-泰勒选择规则和能量。1n，...，xn通道和竞争的$γ$ -衰减在Hauser-Feshbach模型中计算。由于EC进入激发态，在我们的计算中比以前的工作中发射更多的中子，导致加速的反应流。在我们的多组分等离子体模型中，一个单一的（EC，xn）反应步骤可以产生几个缺中子核，每个缺中子核可以进一步衰变（EC，xn）。因此，与单组分等离子体模型相比，随着深度的增加，中子发射更连续地发生。
2008-11-11 astro-ph
Studying accreting black holes and neutron stars with time series: beyond the power spectrum
宇宙X射线源的亮度波动，特别是吸积黑洞和中子星系统的亮度波动，使得在理解湍流吸积流的物理学、中子星表面物质的行为以及改进黑洞存在的证据方面取得了巨大进展。这方面的大部分进展是通过分析和模拟时间序列数据的功率和交叉频谱，这将在本卷的其他文章中讨论。最近，已经尝试利用其他方面的数据，通过测试非线性，非高斯，时间不对称性和检查高阶傅立叶光谱。这些项目是本文的主题，这些项目在过去十年中由于数据质量和数量的巨大增加而成为可能。
2008-02-04 astro-ph
The Evolution of Magnetic Field and Spin Period of Accreting Neutron Stars
基于吸积感生磁场衰减模型，在此模型中假定了一个冻结场和一个不可压缩流体，我们得到了以下结果。(1)在忽略吸积盘的牢固度参数的情况下，给出了磁场与自旋周期的解析关系。当考虑到不稳定性参数的影响时，吸积中子星在P-B图中的演化轨迹与平衡周期线不同。(2)理论上，吸积中子星的最小自旋周期是$\max (1.1{\rm ms}(\frac{ΔM}{M_{\odot}})^{-1} R^{-5/14}_6 I_{45}(\frac{M}{M_{\odot}})^{-1/2}, 1.1{\rm ms} (\frac{M}{M_{\odot}})^{-1/2} R^{17/14}_6)$，与吸积速率（X射线光度）无关，但与总吸积质量$ΔM$有关。然而，最小磁场取决于吸积率。(3)磁场强度随时间的减小比周期的减小快。
2000-07-05 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
Magnetic Field Evolution of Accreting Neutron Stars - II
我们研究了孤立双星和不同类型双星系统中中子星的磁场的演化，假设磁场最初局限于地壳。我们对孤立中子星场演化的研究结果有助于我们约束地壳的物理参数。模拟一个中子星在一个二元系统中的充分演变，通过几个阶段的相互作用，我们比较所得到的最终场强与观察到的中子星在各种类型的二元系统。我们的结果的一个有趣的方面是吸积率和最终的场强之间的正相关性，一些观测指标已经存在。我们的结果也符合从观测中得出的中子星场演化的整体图像。
1998-10-29 astro-ph
The study of the X-ray emission from the accreting black holes and neutron stars
本文主要利用RXTE数据研究了银河系致密天体（吸积中的中子星和黑洞）的X射线辐射。其中包括：X射线瞬变GRS 1739-278、XTE J 1755 -324、GS 1354-644、XTE J 1748 -288的光谱演化，异常X射线新星XTE J 0421 +560的爆发和详细光谱学，毫秒脉冲星SAXJ 1808.4 -3658的爆发及其光谱稳定性的研究。研究了SAXJ 1808.4 -3658的脉冲轮廓和轮廓的相对论畸变，由我们最简单的模型推知，中子星SAXJ 1808.4 - 3658表面发射区的线速度约为~0.1c，中子星半径约为~13 km;频率分辨光谱学及其在Cyg X-1和GX 339-4硬态上的应用，Cyg X-1光谱和时间特性的相关性，GX 339-4和可能与黑洞附近吸积流的圆盘-椭球体模型的联系。
1999-12-30 astro-ph
Evidence for a parsec scale X-ray jet from the accreting neutron star Circinus X-1
我们分析了在2005年拍摄的Circinus X-1的50 ks Chandra光栅观测的零级图像，该图像是在源的低通量状态下拍摄的。圆规座X-1是一颗吸积的中子星，具有超相对论性的角秒尺度射电喷流和弥散的角分尺度射电喷流和波瓣。图像显示，沿西北方向的反喷流的大致方向有一个明显的多余部分，与无线电发射一致，这表明它起源于喷流本身或喷流进入其环境的冲击。这使得Circinus X-1成为第一颗被探测到扩展X射线喷流的中子星。我们推断的动力喷流功率明显大于喷流膨胀大尺度射电星云所需的最小功率。
2007-06-29 astro-ph
Interpreting QPOs from Accreting Neutron Stars
Rossi X射线定时探测器的高时间分辨率和大面积对于探测和表征低质量X射线双星中中子星通量的高频准周期变化至关重要。在RXTE之前的一个未知现象，千赫兹准周期振荡（QPO）现在已经从二十多个系统中检测到。它们的高频率（高达1330赫兹）意味着它们是在靠近中子星的地方产生的，在那里广义相对论效应预计将发挥重要作用。我总结了目前的千赫兹QPO现象的模型。特别是，我表明，有一个显着的域之间的协议模型，可用于约束中子星的结构和寻找签名的QPO的属性中的高度弯曲的时空。
2003-12-17 astro-ph
Ballooning Instability in Polar Caps of Accreting Neutron Stars
本文研究了在强磁场（>= 1.E12 G）作用下中子星表面吸积物质的Kruskal-Schwarzschild（Rayleigh-Taylor）磁模的稳定性.利用能量原理分析了短波长气球模的稳定性，发现与中子星地壳的线束缚使这些模稳定，直到中子星地壳顶部的超压超过磁压~ 8（a/h），其中a和h分别是吸积区的横向范围和密度标度高度。最不稳定的模式是本地化的密度尺度高度以上的地壳。我们计算了在不稳定开始之前在极冠可以积累的质量。
2001-01-10 astro-ph
Neutron stars accreting the ISM: Are they fast or slow objects ?
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。从ROSAT调查的分析，而严格的限制表明，最乐观的预测ONSS的可观测性是超过一个因素一样大的$\sim 100$。在这里，我们探讨两种可能的进化情景，可能占缺乏的ONS。在第一个假设中，ONS人口不是太快（$V<100 km s^{-1}$）和磁场衰减引导的演变。在第二种情况下，NS以高速（$V>100$ km s $^{-1}$）运动，并在出生时保持其磁场。我们发现，根据前一种情况下，大多数ONS现在在螺旋桨阶段，而在后者几乎所有的ONS是沉默的，死的螺旋桨。
1998-02-12 astro-ph
Phase separation in the crust of accreting neutron stars
核合成，在吸积的中子星表面，产生一系列的化学元素。我们进行结晶的分子动力学模拟，看看这种复杂的成分如何形成新的中子星地壳。我们发现了化学分离，与固体地壳相比，液态海洋相大大富含低原子序数元素。这种相分离会改变地壳的许多性质，如热导率和剪切模量。碳的浓度，如果存在的话，在海洋中是富集的。这可能允许碳的不稳定热核燃烧，并有助于解释被称为超级爆发的高能爆炸的点燃。
2007-05-11 astro-ph cond-mat.stat-mech nucl-th
Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars
质量转移双星中的中子星从其同伴的表面吸积富含氢和氦的物质。这篇文章简单地解释了与这种材料最终如何融合形成更重的原子核相关的物理学，以及与热不稳定热核反应相关的时间依赖现象（如I型X射线爆发）的观测。我们解释了结果如何依赖于吸积物质的组成，吸积率和质量，半径和热状态的中子星。我们还介绍了许多新的解析关系，便于比较的观察和计算结果。在解释了球对称吸积到中子星上的核燃烧之后，我们讨论了非对称燃烧的可能性。特别是，我们讨论了一些奥秘EXOSAT观测I型X射线暴，以及如何解决这些难题可能在于考虑恒星周围的核燃烧前沿的横向传播。要充分理解这个问题，需要了解以前被忽略的参数，如恒星上新鲜燃料的分布、磁场强度和恒星自转。最近RXTE对爆发子的观测可能最终会告诉我们其中的一些参数。
1997-09-10 astro-ph
