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
Deformations of Accreting Neutron Star Crusts and Gravitational Wave Emission
由于近20颗吸积中子星的自旋频率范围很窄，Bildsten（1998）认为它们的自旋上升被引力波的发射所阻止。他还指出，在吸积地壳中，微小的非轴对称温度变化将导致“波浪形”的电子捕获层，其水平密度变化自然会产生质量四极矩。我们提出了一个完整的计算地壳的弹性调整这些密度扰动，并发现地壳的弹性响应减少比尔德斯滕的四极矩在薄的外地壳的原始估计的一个因素为20-50。然而，这一基本图像，当应用于捕获层在地壳深部，可以产生四极在必要的范围内，只要有5%的横向温度变化的内地壳。通过计算整个地核和地壳的热流，我们发现这么大的温度梯度很容易被不对称热源或地壳中的横向成分梯度所维持。我们还推导了地壳中的应力和应变与它们所能产生的最大四极矩之间的一般关系。我们表明，在相当一般的条件下，保持四极杆的大小需要平衡的吸积扭矩需要无量纲应变接近0.01，在近爱丁顿吸积率，为了传统材料的断裂应变。
2000-07-07 astro-ph gr-qc
Nuclear heating and melted layers in the inner crust of an accreting neutron star
一颗长寿命、低质量的双星系统中的中子星可以很容易地吸积足够的物质来取代它的整个外壳。先前的作者指出，由吸积的氢和氦燃烧形成的吸积壳允许一系列密度> 6 e11 g/cc的非平衡反应，释放大量的热量（每个吸积核子1 MeV）。沙茨等人最近的计算表明，一个增生地壳的晶格也可能是相当不纯的。本文讨论了这类中子星的热结构，考察了壳反应和杂质对壳温的影响。在足够快的吸积过程中，使吸积的氢和氦稳定燃烧（接近爱丁顿吸积率;典型的最明亮的低质量中子星双星），地壳中释放的大部分热量被传导到核心，在那里中微子发射调节温度。因此，存在热梯度的反转：温度随着内地壳的深度而降低。在这些高吸积率的地壳中的热结构对氢/氦燃烧壳层中的温度不敏感。当地壳非常不纯时，密度> 6 e11 g/cc时，温度可达到约8 e8 K。该峰值温度主要取决于释放的热量和热导率，特别是大致与核心温度无关。地壳的高温足以熔化薄层中的晶格，电子捕获大大减少了核电荷。
1999-10-12 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
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
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
A strange star model for GRO J1744-28
本文提出了一个爆炸X射线脉冲星GRO J1744-28的模型，其中脉冲星的致密天体被认为是一颗有壳的奇异物质星。我们认为，由于极帽磁场的作用，吸积中的奇异星的两个极帽被两个壳壳所屏蔽。GRO J1744-28可能没有统一的地壳，而是有两个极地地壳。爆发是极区地壳发生相变的结果，如果一个增生地壳的质量大于库仑力所能承受的质量。结果表明，当破裂地壳扩展到100米左右时，应该存在相位滞后。该模型的许多计算性质，如相位滞后、爆发光度和特征光子能量等，与观测结果一致。
1998-09-04 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
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
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
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
Thermal Relaxation in Young Neutron Stars
中子星壳的内部性质可以通过观测热弛豫的时期来探测。超新星爆炸后，强大的中微子辐射迅速冷却恒星核心，而地壳保持高温。冷却波然后通过地壳传播，由于其有限的导热性。当冷却波到达表面（年龄10-100岁），有效温度急剧下降，从250 eV到30或100 eV，这取决于冷却模型。地壳弛豫时间对亚核密度物质的微观性质（知之甚少）很敏感，如热容、热导率和自由中子的超流性。我们计算冷却模型的新值的电子热导率在地壳内，基于一个现实的处理的形状的原子核。超流体效应可以将弛豫时间缩短4倍。理论冷却曲线与观测结果的比较，提供了一个潜在的强大的方法来研究的性质的中子超流体和极不寻常的原子核在地壳内部。
2000-12-14 astro-ph
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
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
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
Superburst Ignition and Implications for Neutron Star Interiors
超级爆发被认为是由不稳定的富碳层点燃提供动力，富碳层是由吸积的氢和氦燃烧形成的。正如Cumming和Bildsten所示，短重现时间取决于密度> 1.0e9 g/cc的地壳足够热。在这封信中，我们自洽地解决了来自地壳和地核深处的通量。碳不稳定点燃的温度对H/He燃烧的灰烬的组成只有微弱的敏感性，但确实取决于内地壳的热导率和核心的中微子发射率。观测到的超级暴复发时间和能量学表明，地壳的热导率很低，好像地壳是无定形的，而不是结晶的。如果电导率更高，例如来自含有杂质的晶格，那么匹配超暴特性要求中微子发射率不超过修改后的Urca。因此，对超级爆发能量学、重现时间和冷却时间的观测补充了对孤立冷却中子星和软X射线瞬变的观测，限制了致密物质的性质。在这方面最有趣的天体可能是KS 1731-260，它在长时间的吸积爆发期间产生了一个超级爆发，但其静态光度迅速下降。
2004-09-01 astro-ph
Are Pulsars Bare Strange Stars?
一般认为，中子星是中子星或有壳的奇异星。然而，我们在这里建议，恒星可能是裸露的奇怪恒星（即，没有地壳的奇怪恒星）。由于快速旋转和强烈的辐射，超新星爆炸产生的年轻奇异星在充当射电望远镜时应该是裸露的。由于强烈的磁场，两个极壳会遮蔽住吸积中的奇异恒星的极冠。这种说法可以通过进一步的观察加以证实。
1999-09-29 astro-ph
R-modes in Neutron Stars with Crusts: Turbulent Saturation, Spin-down, and Crust Melting
罗斯贝波（r模）被认为是调节年轻或吸积中子星自旋周期的一种手段，也可以产生可观测到的引力波辐射。R模式主要涉及恒星流体核心的横向、不可压缩运动。然而，中子星在其生命的早期就获得了地壳：因此，r模也意味着地壳下流体的剪切。我们研究的标准，这个剪切层成为湍流，并推导出在湍流状态的耗散率。与粘性边界层的耗散不同，湍流能量损失在模式能量方面是非线性的，因此可能导致模式在通常远小于1的振幅下饱和。这种能量损失也会在地壳下以热量的形式重新出现。我们研究了地壳熔化的可能性以及它对低质量X射线双星自旋演化的影响。最后，我们确定了自旋演化的一些普遍特征，这些特征可能会产生观测结果。
2000-06-09 astro-ph gr-qc
Mountains on Neutron Stars: Accreted vs. Non-Accreted crusts
本文的目的是比较两种情况的孤立的中子星，与非吸积地壳，吸积中子星，与吸积地壳，并试图估计这两个将成为一个更好的引力波源。为了做到这一点，我们必须评估地壳在这两种情况下所能承受的最大“山”。我们首先使用Ushomirsky，Cutler和Bildsten（2000）的形式主义来做这件事，发现在两种情况下最大的四极非常相似，非增生地壳支撑着一个稍大的山脉。然后，我们开发了一个扰动形式主义的问题，使我们能够放弃考林近似，并有更多的控制边界。这种形式主义的使用证实了这两种情况之间没有太大的差异，但导致的结果比我们用Ushomirsky，Cutler和Bildsten（2000）的形式主义获得的结果大约大一个数量级。
2006-09-15 astro-ph
Neutron star cooling after deep crustal heating in the X-ray transient KS 1731-260
我们模拟了2001年KS 1731-260的X射线瞬变过程中中子星从一个长的爆发状态（>~ 12.5年）恢复到平静状态后的冷却过程。我们表明，冷却可以解释假设地壳经历了深部加热在爆发阶段。在我们最好的理论方案中，中子星的核心没有增强的中微子发射，它的外壳很薄，是超流体的，具有正常的热导率。恒星的热后暴壳核松弛可能还没有结束。
2007-08-24 astro-ph
Magnetic Screening in Accreting Neutron Stars
我们研究了吸积中的中子星的磁场是否会被吸积物质屏蔽。我们假设新积累的物质是未磁化的，并计算出恒星的本征磁通量通过欧姆扩散输运到它的速率。我们计算的一维稳态磁场剖面，并表明，磁场强度下降，通过地壳和海洋的移动约（Mdot/0.02 Mdot_Edd）的数量级，其中Mdot是吸积率和Mdot_Edd爱丁顿吸积率。我们发现，浮力不稳定性对任何埋场的强度都有一个限制，大约为10^10-10^11 G。我们的研究结果表明，磁屏蔽是无效的Mdot<0.01 Mdot_Edd，所以，无论如何吸积的物质加入到恒星，基本的恒星场应该总是明显的。在这方面，我们指出，唯一已知的持续脉冲吸积X射线毫秒脉冲星，SAX J1808.4-3658，其吸积率为10^-3 Mdot_Edd，远低于磁屏蔽可以发挥作用的区域。在我们银河系的低质量X射线双星中，最稳定的吸积中子星的吸积速率，如果我们采用的简化的磁性和吸积几何是正确的，那么屏蔽将是有效的。如果被屏蔽，那么在吸积停止之后，在仅仅100- 1000年的时间尺度上，由穿过外地壳的欧姆扩散时间确定，潜在的场将出现。因此，单靠屏蔽作用似乎不可能解释毫秒射电望远镜的低磁场。
2001-02-09 astro-ph
The Shear Viscosity and Thermal Conductivity of Nuclear Pasta
本文计算了中子星壳核团相的剪切粘度$η$和热导率$κ$。这涉及复杂的非球形形状。我们使用半经典分子动力学模拟，涉及40，000到100，000个核子。粘度$η$可以简单地用静态结构因子$S_p(q)$中峰的高度$Z^*$和宽度$Δq$来表示。我们发现，$η$增加了一些，相比，涉及球形核的较低密度相，因为$Z^*$减少形状因子和离子屏蔽效应。然而，我们没有发现$η$从非球形形状的戏剧性的增加，可能会发生在传统的复杂的流体。
2008-09-05 astro-ph nucl-th
Simulations of Glitches in Isolated Pulsars
许多射电天文学家都表现出恒星的自转速率增加了$\sim 10^{-10} - 10^{-6}$的小故障。闪变被归因于中子星外壳和其超流内部之间的变量耦合。为了区分对毛刺现象的不同理论解释，我们研究了中子星对存在于超流内部的涡旋阵列的两种扰动的响应：1）由地壳突然加热引发的钉扎到内部地壳核的涡旋的热运动，（例如，星震），以及2）涡旋的机械运动，（例如，由超流体应力引起的地壳破裂）。这两种机制都产生了可接受的适合毛刺观测在四个脉冲星，除了1989年的螃蟹脉冲星，这是最适合的热激发模型的毛刺。这两个模型对内部热量的产生和随后的表面辐射的增强做出了不同的预测。机械故障模型预测温度升高可忽略不计。对于一个纯的和高传导性的地壳，热故障模型预测表面温度增加多达$\sim$ 2%，发生在故障后几周。然而，如果地壳的热导率由于高浓度的杂质而降低，则在热故障之后大约十年，表面温度增加$\sim$ 10%。不纯地壳中的热故障与2000年1月船帆座脉冲星故障后的表面发射极限一致。未来与无线电观测相协调的地面发射测量将限制干扰机制和地壳的导电性。
2001-05-25 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
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
Theoretical Models of Superbursts on Accreting Neutron Stars
我们进行了一个广义相对论的全球线性稳定性分析积累的碳燃料表面的吸积中子星，以确定的条件下，超爆发生。我们重现的一般观测特征的超暴，包括爆发通量，复发时间，和没有超暴的恒星吸积率低于10%的爱丁顿限制。通过比较我们的结果与观测，我们能够设置约束的中子星参数，如恒星半径和中微子冷却机制的核心。具体地说，我们发现，具有有序壳的吸积中子星和其核心的高效中微子发射（例如，由于直接URCA或π介子反应）会产生极高能量（> 10^44尔格）的超爆，这与观测结果不一致，与以前的研究一致。此外，由于碳的致密核燃烧，它们不会在实际观察到超级爆发的吸积速率范围内发生超级爆发，除非地壳非常不纯。中微子发射效率较低的恒星（例如，由于改进的URCA反应）产生的爆发与观测结果更吻合。在其核心具有非常低效的中微子发射的恒星产生的爆发与观测结果最吻合。所有主要吸积氢并观测到超爆发的系统都显示出氢和氦燃烧延迟混合爆发的证据。我们推测，延迟混合爆发提供了足够数量的碳燃料的超级爆发，因此是一个先决条件，有超级爆发。我们比较我们的全球稳定性分析近似一个区域的标准，由其他作者，并确定了一组特定的近似，给出准确的结果，大多数参数的选择。（摘要截断）
2005-04-21 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
The effect of the neutron star crust on the evolution of a core magnetic field
我们考虑了中子星超导核中磁场的驱逐及其随后在地壳中的衰变。特别注意的是，强烈的反馈的扭曲的磁场线在地壳上驱逐的通量从核心。如果初始场强大于10^{11} G，这将导致堆芯磁通排出的相当大的延迟。结果表明，中子星自旋下降引起的磁场驱逐假说只适用于较弱的初始磁场$B \approx 10^{11}$ G.排出时间尺度不仅与地壳的电导率有关，而且与初始磁场强度有关。我们的场演化模型自然地解释了中子星剩余磁场的存在。它的强度与中子星壳中的杂质浓度有关，与初始场强反相关。
1999-10-27 astro-ph
Electron thermal conductivity owing to collisions between degenerate electrons
考虑横向等离子体激元的朗道阻尼，计算了强简并电子气中电子-电子库仑散射产生的电子的热导率。朗道阻尼强烈地降低了这种电导率的域中的超相对论电子在温度低于电子等离子体温度。在温度T <1 e7 K的中子星的内壳中，这种热导率完全超过了由于电子-离子（电子-声子）散射而产生的电子电导率，并与由于杂质离子散射而产生的电子电导率竞争。
2006-08-17 astro-ph
Magnetic Field Evolution of Accreting Neutron Stars IV - Effect of the Curvature of Space-Time
本文用完全广义相对论的方法研究了吸积中子星中磁场的演化，并假定初始时支持磁场的电流完全局限在地壳中。我们发现，由于包含时空的曲率，场的衰减减慢，但最终的结果并没有显着不同，从那些假设一个平坦的时空。我们还发现，这样的修改是小相比，由于缺乏精确的知识引入的中子星微观物理的不确定性。
2002-02-24 astro-ph gr-qc
Magnetic Field Evolution During Neutron Star Recycling
我描述了两个方面的工作磁场演变有关的“回收”的情况下，使毫秒射电望远镜。首先，许多理论观点认为，吸积导致的磁场衰减依赖于中子星地壳中电流的耗散。我讨论了由于霍尔效应在地壳中的场演化，并概述了它何时主导欧姆衰减。这强调了了解地壳中杂质水平的重要性。其次，我简要地讨论了在理解中子星的磁场方面取得的进展，目前吸积物质在低质量X射线双星。特别是，热核X射线爆发提供了一个有前途的探测这些中子星的磁场。
2004-04-27 astro-ph
Temperature distribution in magnetized neutron star crusts
研究了不同磁场位形对中子星壳温度分布的影响。我们考虑轴对称偶极场，它要么局限于恒星地壳，称为“地壳场”，要么允许穿透核心，称为“核心场”。通过积分地壳中的二维热输运方程，考虑到经典的（拉莫尔）各向异性的热导率，我们得到的地壳温度分布，假设一个等温的核心。将量子磁场效应作为边界条件，推导了相应的表面温度分布。我们发现，核心领域的结果在实际上是等温的地壳，除非表面场强度远高于$10^{15}$ G，而对于地壳场的表面强度超过几倍$10^{12}$ G的显着偏离等温性发生在核心温度低于或等于$10^8$ K。在恒星表面，冷的赤道区域产生的量子抑制热传输垂直于领域的信封，目前为核心和地壳领域，显着扩展的经典抑制在更高的密度的情况下，地壳领域。对于地壳场，这可能导致两个小的温暖的极地区域，这将产生观测结果：中子星具有小的有效热发射面积，并且与具有核心场的中子星的情况相比，X射线脉冲轮廓预计具有明显不同的形状。这些特征与年轻冷却中子星热辐射的X射线数据相比，将为支持或反对地壳或核心磁场的两种完全不同的配置提供观测证据。
2004-03-18 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
Electron conduction along quantizing magnetic fields in neutron star crusts. I. Theory
研究了中子星壳中简并相对论电子沿量子化磁场的输运性质。导出了电子自旋极化密度矩阵的动力学方程。它的解决方案不依赖于基本电子波函数的选择，不像以前的解决方案的传统动力学方程的分布函数。密度矩阵表示法表明，只要选择适当的基函数，用传统的方法总是可以达到很高的精度。电子库仑散射离子被认为是在液体物质，高温声子或带电杂质在固体物质。在固体区域，声子散射的德拜-沃勒约化可以强烈地增强纵向热导率或电导率。本文提出了一种计算电子气在任意磁场中输运性质的有效数值方法。
1997-07-18 astro-ph
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
Evolution of the magnetic field in magnetars
我们用数值磁流体力学来研究中子星中极向场的稳定性（Flowers & Ruderman 1977），并跟踪它的不稳定演化，这导致了场的完全衰变。然后，我们模拟了一个中子星形成后的固体地壳的高导电性。作为初始磁场，我们使用稳定的“扭曲环面”场，这是我们早期工作的结果（Braithwaite & Nordlund 2005），因为这个场很可能存在于地壳形成时的恒星内部。我们跟踪扩散影响下的场的演化，发现地壳中产生了很大的应力，这可能会导致破裂。我们提出这作为一个模型，在软伽玛中继爆发。
2005-10-10 astro-ph
Viscous Boundary Layer Damping of R-Modes in Neutron Stars
最近的工作提出了一个令人兴奋的可能性，即旋转中子星核中的r模（Rossby波）可能是强引力波源。我们估计了固体地壳对它们的粘性阻尼率的影响，并表明振荡流体和几乎静止的地壳之间的粘性边界层中的耗散率比整个内部的剪切高10^5倍以上。当核心温度低于10^10 K时，这将使引力r模不稳定性开始的最小频率增加到至少500 Hz。它消除了r-模不稳定性与毫秒射电星的吸积驱动自旋上升的冲突，并使得r-模不稳定性在吸积中子星中不太可能活跃。对于新生的中子星，在出生后不久形成的固体外壳会影响它们的引力波自旋，从而影响地基干涉引力波探测器的探测能力。
1999-11-09 astro-ph gr-qc
Monitoring Chandra observations of the quasi-persistent neutron-star X-ray transient MXB 1659-29 in quiescence: the cooling curve of the heated neutron-star crust
我们用Chandra三次观测了准持久中子星X射线瞬变食双星MXB 1659-29的静止。我们观测的目的是监测在2001年9月结束的最后一次长时间（~2.5年）爆发后源的静态行为。源的X射线光谱与来自中子星表面的热辐射一致。我们发现，辐射源的辐射热通量减少了7-9倍，在我们的第一次和最后一次钱德拉观测之间的1.5年的时间跨度。有效温度也降低了1.6-1.7倍。辐射热通量和有效温度随时间的减少可用指数衰减函数来描述，e折叠时间分别为0.7年和3年。我们的结果是一致的假设，我们观察到一个冷却的中子星地壳，这是加热相当长的吸积过程中，仍然是热平衡的中子星核心。由于中子星核心的热状态，我们只能确定任何光度贡献的上限。中子星壳的快速冷却意味着它具有很大的热导率。我们的研究结果还表明，增强冷却过程中存在的中子星核心。
2004-03-19 astro-ph
The Occurrence of the Hall--Instability in Crusts of Isolated Neutron Stars
在以前的文章中，我们指出在霍尔漂移影响下中子星磁场衰减过程中，可能发生以大尺度背景场为代价的小尺度场结构的不稳定上升。这种线性稳定性分析是基于整个中子星地壳的密度均匀的假设，而实际上密度和所有的输运系数变化了许多数量级。在这里，我们延长调查的霍尔漂移引起的不稳定性考虑现实的配置文件的密度和化学成分，以及背景场更合理的径向配置文件。两种中子星模型的主要区别在于对核物质状态方程的假设不同。对于它们的冷却历史和密度和成分的径向分布，我们使用已知的结果来推断电导率分布。这些被送入线性计算的偶极场衰减从各种初始配置。在衰减的不同阶段，拍摄赤道处磁场的快照，以产生用于稳定性分析的背景场分布。结果表明，在中子星壳中可能确实存在霍尔不稳定性。特征生长时间为\lesssim 10^4. 10^6年，取决于冷却年龄和背景场强。讨论了物态方程和初始场结构的影响。
2004-01-02 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
Cooling of the quasi-persistent neutron star X-ray transients KS 1731-260 and MXB 1659-29
我们提出钱德拉和XMM-牛顿X射线观测，监测准持久中子星X射线瞬态KS 1731-260和MXB 1659-29约4年后，这些源从长时间的爆发恢复到平静的中子星冷却。在这两个来源的爆发是足够长的显着加热中子星地壳的热平衡与核心。我们分析的X射线光谱的吸收中子星大气模型的观测。我们的分析结果加强了Wijnands等人的初步发现，即在这两个来源中，中子星地壳冷却非常迅速，这表明它具有高导热性，中子星核心需要增强核心冷却过程。重要的是，我们现在发现，随着地壳与地核恢复热平衡，两个来源的冷却都变平了。我们通过拟合一条指数衰减到一个恒定水平的曲线来测量这两个源的热平衡通量和温度。在没有恒定偏移的情况下，冷却曲线不能仅用简单的指数衰减来拟合。我们发现KS 1731-260中的恒定热通量和有效温度分量分别为（9.2 +/- 0.9）E-14 ergs/cm^2/s和70.0 +/- 1.6 eV，MXB 1659-29中的恒定热通量和有效温度分量分别为（1.7 +/- 0.3）E-14 ergs/cm^2/s和51.6 +/- 1.4 eV。此外，我们发现KS 1731-260的地壳冷却速度比MXB 1659-29快约2倍，可能是由于不同的地壳性质。这是第一次如此详细地观察到中子星外壳冷却到与核心热平衡的过程。
2006-07-31 astro-ph
Gravitational Waves from Low-Mass X-ray Binaries: a Status Report
总结了快速吸积中子星自旋周期的观测结果。如果引力辐射负责平衡在观测到的~300 Hz的自旋频率下的吸积扭矩，那么这些系统中最明亮的系统将成为LIGO-II及以后的优秀引力波源。本文综述了引力波发射的两种机制：形变中子星壳的质量四极辐射和中子星核中r模脉动的电流四极辐射的理论研究进展。
2000-01-08 astro-ph gr-qc
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
