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
Long Term Cooling of Magnetar Crusts
磁星大耀斑的X射线辐射可以分为三类时间尺度：（a）短期余辉，（b）中期余辉和（c）长期余辉。短暂的余辉，在几个小时内下降，似乎对应于上升的物质的重力重新安置。中期余辉，在几周或几个月内下降，似乎是加热的外壳的冷却，而长期余辉，在多年的时间内下降，可以理解为内地壳的冷却。长余辉剖面可能是中子星质量的一个非常敏感的指标。
2006-11-23 astro-ph
Crust cooling curves of accretion-heated neutron stars
我们讨论了最近的努力，使用中子星X射线瞬变（准持久瞬变）的子类探测中子星壳和核的属性。准持续性X射线瞬变会经历持续数年至数十年的吸积事件，而不是通常的几周到几个月的普通短持续时间瞬变。这些长时间的吸积事件应该会显著加热这些系统中中子星的地壳，使地壳与中子星核心失去热平衡。当这些系统恢复平静时，也就是说，当中子星表面不再发生吸积时，壳就会以X射线的形式进行热辐射，使它们冷却下来，直到它们再次与内核达到热平衡。在本章中，我们将讨论我们最近进行的X射线监测活动（使用X射线卫星钱德拉和XMM-牛顿），以研究几个准持久的中子星X射线瞬变在其静止状态。这些观测结果使我们第一次详细了解了吸积加热的中子星壳的冷却曲线。在这一章中，我们将讨论这些地壳冷却曲线如何能提供对中子星结构的深入了解。
2004-05-05 astro-ph
Cooling of strange stars in the color-flavor locked phase with a rotating crust Cooling of strange stars in the color-flavor locked phase with a rotating crust
色味锁定（CFL）相位的存在强烈抑制中微子发射过程和夸克比热。因此，CFL阶段的奇异星的冷却主要是由解除禁闭加热和表面发射。这些强磁场星（$B{\geq}10^{10}G$）的温度在最初的几十年或几百年内显著上升，这可能是脉冲星0540-69所暗示的奇异星的有效特征。此外，还预测了一条极限线，这意味着致密恒星在任何时刻都有一个上限温度。我们仍然可以沿着这条极限线寻找CFL阶段的奇异星候选者。色味锁定（CFL）相位的存在强烈抑制中微子发射过程和夸克比热。因此，CFL阶段的奇异星的冷却主要是由解除禁闭加热和表面发射。这些强磁场星（$B{\geq}10^{10}G$）的温度在最初的几十年或几百年内显著上升，这可能是脉冲星0540-69所暗示的奇异星的有效特征。此外，还预测了一条极限线，这意味着致密恒星在任何时刻都有一个上限温度。我们仍然可以沿着这条极限线寻找CFL阶段的奇异星候选者。
2006-04-18 astro-ph
A Chandra observation of the neutron star X-ray transient and eclipsing binary MXB 1659-29 in quiescence
经过近2.5年的活跃吸积，中子星X射线瞬变和食双星MXB 1659-29于2001年9月恢复平静。我们报告钱德拉观察这个来源采取了一个多月后，这一过渡。在0.5-10 keV的未吸收能量下，该源被探测到的通量仅为（2.7 - 3.6）x 10^{-13}尔格/秒/厘米/厘米，这意味着0.5-10 keV的X射线光度约为（3.2 - 4.3）x 10^{33}（d/10 kpc）^2尔格/秒，其中d是到源的距离，单位为kpc。它的光谱有一个热的形状，可以很好地拟合的黑体与温度kT为0.3 keV或中子星大气模型与kT为~0.1 keV。MXB 1659-29的光度和光谱形状与其他中子星在静止状态下观测到的X射线瞬态非常相似。在我们的观测过程中，源是可变的，表现出伴星对系统内部的完全遮蔽。在日食之前观测到了倾斜行为，可能是由于残留吸积盘外部的扩展特征造成的遮蔽。我们讨论我们的观察背景下的冷却中子星模型提出来解释中子星X射线瞬态的静态特性。
2003-07-08 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
Neutron Star Crustal Mass Fractions
我们正在研究一颗中子星冷却一年后仍然存在的地壳的质量分数。我们使用的冷却曲线对应于中子星刚形成后的不同密度或深度。为了计算中子星的温度随时间的变化，我们假设修改后的Urca过程主导了恒星外层的能量收支。利用一个直到锝的核反应网络，我们计算了在中子星地壳的不同深度处原子核的分布是如何淬灭的。最初的结果表明，$^{28}$ Si是冷却一年后在表面上光学厚度最轻的同位素。
2007-10-02 astro-ph
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
Brightness constraint for cooling models of young neutron stars
我们从致密天体质量分布的估计值的最大填充区间出发，研究了具有三种代表性质量的中子星冷却曲线的系统性。冷却模拟的框架内的核介质冷却（NMC）的情况下使用不同的组合可能的核子-核子配对间隙。没有考虑地壳中可能的加热或增强冷却机制。我们定义了一个约束条件的最高可能的温度为一个给定的年龄的年轻中子星，并表明，这限制了自由建模的配对间隙和地壳属性。
2006-06-21 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 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
Semi-classical equation of state and specific heats for neutron-star inner crust with proton shell corrections
本文提出了一种基于Skyrme型力的中子星内壳物态方程的方法。在Wigner-Seitz图像内工作，能量由TETF（温度依赖的扩展的T-Fermi）方法计算，并由Strutinsky积分方法自洽地添加质子壳层校正。使用Skyrme力，已被安装到两个中子物质和基本上所有的核质量数据，我们发现强烈的质子壳效应：质子数$Z$ = 50，40和20是唯一可能的值在地壳内，假设核平衡是保持在冷却中子星的权利，以环境温度。收敛问题的TETF扩展的熵，我们的处理方式，进行了讨论。给出了非均匀核物质比热的TETF全表达式。我们对电子气的处理，包括它的比热，基本上是精确的，并作了详细的描述。
2008-06-02 astro-ph nucl-th
Neutrino Emission from Neutron Stars
本文综述了中子星壳核中的主要中微子发射机制。其中包括一些著名的反应，如地壳中电子与原子核碰撞的电子正电子湮没、等离子体衰变、中微子韧致辐射，以及地核中核子-核子碰撞的Urca过程和中微子韧致辐射。着重介绍了近年来的理论成果，如电子在库仑晶体中散射引起的中微子发射的能带结构效应。我们考虑的标准组成的物质（中子，质子，电子，μ子，超子）的核心，也是外来成分的情况下，如π或K介子凝聚和夸克物质。本文讨论了核子超流性对中微子发射率的降低，以及超流粒子的库珀配对产生的中微子比发射。我们还分析了强磁场对一些反应的影响，如直接Urca过程和电子的中微子同步辐射。结果以便于实际应用的形式给出。我们举例说明了各种中微子反应对中子星冷却的影响。特别是，地壳中的中微子发射对于设定地核和地壳之间的初始热弛豫至关重要。最后，我们讨论了探索超核物质的性质，面对冷却模拟与孤立的中子星的热辐射观测的前景。
2000-12-06 astro-ph nucl-th
Superfluid Heat Conduction and the Cooling of Magnetized Neutron Stars
我们报道了一种新的中子星壳热传导机制。我们发现，集体模式的超流中子物质，称为超流声子（sPhs），可以影响热传导磁化中子星。当磁场$B \gsim 10^{13}$ G.在密度为$ρ\simeq 10^{12}-10^{14} $ g/cm $^3$时，由sPh引起的电导率显著大于由晶格声子引起的电导率，并且与温度为$\simeq 10^8$ K时的电子电导率相当。这种新的热传导模式可以限制高磁化中子星表面的各向异性。磁化中子星在有和没有超流热传导的情况下的冷却曲线可以显示出观测上明显的差异。
2008-07-29 astro-ph nucl-th
Cooling of Neutron Stars with Strong Toroidal Magnetic Fields
我们提出了一个强的环形分量叠加到极向分量的磁场的存在下，在中子星地壳的温度分布模型。这种环形场的存在阻碍了地壳大部分地区向地表的热流。结果，中子星表面呈现出两个温暖的区域，周围是延伸的冷区域，并且具有比磁场为纯极向磁场的情况低得多的热光度。我们应用这些模型来计算这样的中子星的热演化，并表明，降低光子光度自然延长其作为可探测的热X射线源的寿命。
2007-01-16 astro-ph
Thermal evolution of rotating strange stars in color superconductivity phase
在奇异星自旋下降导致的再加热和地壳弱传导热导致的热持续的共同作用下，色超导夸克物质中出现了库珀对的破缺和形成（PBF）。我们研究了具有壳层的奇异星在色超导相的冷却过程，包括退禁闭加热和PBF过程。我们发现，解禁闭加热可以延迟奇异星的热演化，PBF过程抑制了奇异星的早期温升。当色超导能隙足够小时，冷却的奇异星的行为在年轻致密天体的亮度约束范围内。
2006-07-04 astro-ph hep-ph nucl-th
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
Three Types of Cooling Superfluid Neutron Stars: Theory and Observations
采用中子、质子和电子组成的核的中子星（NS）的冷却，假设NS壳中的中子为$^1$ S $_0$配对，NS核中的质子为$^1$ S $_0$配对，中子为弱$^3$ P $_2$配对，并利用超流临界温度$T_{\rm c}(ρ)$的真实密度分布进行模拟.孤立中年NS的理论冷却模型可以分为三种主要类型。(I){ \it低质量}，{ \it缓慢冷却} NS，其中中微子发射的直接Urca过程被质子超流性禁止或几乎完全抑制。(II){ \it中等质量} NS，通过质子超流性抑制的直接Urca过程显示{ \it中等}冷却。(III){ \it Massive} NS，通过直接Urca过程显示{ \it快速}冷却，受到超流性的弱抑制。我们将RX J 0822 - 43、PSR 1055- 52和RX J1856- 3754视为慢冷NS。为了解释这些足够温暖的来源，我们需要地壳中的密度剖面$T_{\rm c}(ρ)$，它具有相当高而平坦的最大值和尖锐的翼。我们将1 E 1207- 52、RX J 0002 +62、PSR 0656+14、Vela和Geminga视为中度冷却NS。对于给定的质子超流模型$T_{\rm cp}(ρ)$和NS核的状态方程，我们可以确定它们的质量。到目前为止，没有观察到快速冷却的NS。
2001-11-21 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
Electron $ν\barν$ Bremsstrahlung in a Liquid Phase of Neutron Star Crusts
本文研究了中子星壳液层中电子$ν\barν$韧致辐射的中微子发射率。在中子星壳物质的核组成被认为是中子星演化的各种方案。对于地壳深层，冷催化物质、吸积物质和热物质（$T \ga 5 \times 10^9$ ~K）的组成有很大的不同，这意味着在一定的密度和温度下中微子发射率的不同。本文考虑了相对论简并电子在库仑液体中碰撞产生的中子对韧致辐射。中微子能量损失率通过库仑对数$L$ --密度、温度和核成分的缓慢变化函数--以简单的形式表示。考虑了非玻恩修正、电子费米球的热宽度和有限的原子核尺寸。讨论了中子星冷却的意义。
1996-04-13 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
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
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
Consistency between deep crustal heating of strange stars in superbursters and soft X-ray transients
超级爆发和软X射线瞬变探测致密恒星深部地壳加热的过程。最近的研究表明，在一颗奇异恒星中，物质从地壳向核心的转移可以加热地壳，并点燃超级爆发，前提是满足奇异夸克物质状态方程的某些约束。假设软X射线瞬态的静态发射以相同的方式供电，我们推导出相应的约束条件的状态方程，并进一步讨论了瞬态系统中这种加热机制的时间依赖性。我们使用一个简单的参数化模型来处理这一问题，假设在核心和黑体光子发射缓慢中微子冷却的奇怪的恒星深部地壳加热来自表面的热频繁吸积软X射线瞬态的约束条件总是一致的超级爆发。较冷的来源是一致的夸克物质结合能，热导率和中微子发射率的低值。加热机制是非常依赖于时间，这可能有助于解释冷源与长重现时间。因此，奇异恒星的深部地壳加热可以为超级爆发和软X射线瞬变提供一致的解释。
2006-10-11 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
The crust of rotating strange quark stars
在广义相对论的框架下计算了带壳旋转奇异星的性质。我们采用基于MIT袋模型的奇夸克物质状态方程，考虑了大质量奇夸克和最低阶QCD相互作用。地壳由BPS状态方程描述。一个显着增加的恒星半径被发现接近开普勒（质量脱落限制）的配置。这导致恒星表面和最内层稳定圆轨道（ISCO）之间的间隙在非常高的旋转速率下消失，对于相当广泛的恒星质量。有壳的奇异星的开普勒组态对应的J值，T/W比裸奇异星的小20%左右。由于开普勒组态是由于恒星扁率的增加而实现的，开普勒频率（旋转）几乎保持不变。如果观测结果支持这种间隙的存在，那么接近开普勒旋转的间隙的缺乏可能意味着对ISCO频率的更严格限制，例如在源4U 1820-30中，其上QPO频率为1.07 kHz。在带壳的磁化奇异夸克星的自旋下降过程中，壳物质在赤道区被奇异物质核吸收。吸收的地壳物质的释放是一个强放热过程，这将影响这个致密物体的冷却曲线。
2001-04-06 astro-ph
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
2D Cooling of Magnetized Neutron Stars
背景：许多热发射孤立中子星的磁场大于10 ^13 G。应重新考虑包含高磁场的现实冷却模型。目的：研究各向异性温度分布和焦耳加热对磁化中子星冷却的影响。研究方法：二维热传导方程的各向异性的热导率张量，并包括所有相关的中微子发射过程求解的中子星内部和地壳的现实模型。结果如下：磁场的存在对中微子冷却早期和光子冷却晚期的热表面分布和冷却历史都有显著的影响。结论：焦耳加热对强磁化中子星的热演化有很大的影响。磁场和焦耳加热都在使磁星长时间保持温暖方面起着关键作用。此外，这种效应对中等场中子星是重要的，在射电宁静的孤立中子星或高磁场射电中子星中应加以考虑。
2008-04-17 astro-ph hep-ph nucl-th
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
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
Magnetars as cooling neutron stars with internal heating
我们研究了磁星作为冷却中子星的热结构和演化，其内部是一个唯象热源。我们探索这一层的位置以及加热率，可以解释高可观测的热光度的磁星，并将与中子星的能量收支一致。我们的结论是，热源应该位于磁星的外层地壳中，密度ρ <5e 11 g/cm ^3，并且应该具有1 e20 erg/s/cm ^3量级的热强度。否则，热能主要由中微子释放，不能使表面变暖。
2006-05-18 astro-ph
Cooling of Superfluid Neutron Stars
分析了核心由中子、质子和电子组成的中子星的冷却过程。主要的冷却调节器进行了讨论：开放的直接Urca过程在NS中央内核，在NS内部的核子超流性，轻（吸积）元素的表面层，强表面磁场。重点讨论了NS核中强$^1$ S $_0$质子配对和弱$^3$ P $_2$中子配对以及NS地壳中强$^1$ S $_0$中子配对的冷却情景。该理论预测了三种类型的孤立冷却的中年NS具有明显不同的属性：低质量，缓慢冷却的NS;中等质量，适度冷却的NS;大规模，快速冷却的NS。该理论进行了比较与孤立的NS-超新星遗迹中的射电宁静的NS的观测。从这样的比较可以推断出的NS的物理性质的限制进行了概述。
2002-04-13 astro-ph
XMM-Newton observations of the neutron star X-ray transient KS 1731-260 in quiescence
本文报道了2001年9月13-14日对静止期中子星X射线瞬变KS 1731-260的XMM-牛顿观测。根据用于拟合数据的模型，在未吸收的0.5-10 keV通量下检测到的源仅为4 - 8 x 10^{-14} erg/s，对于7 kpc的距离，这意味着0.5-10 keV的X射线亮度约为2 - 5 x 10^{32} erg/s。2001年9月KS 1731-260的静态流量低于2001年3月钱德拉观测期间观测到的流量。在冷却中子星模型中，中子星X射线瞬变的静态X射线发射，静态通量的减少意味着KS 1731-260中中子星的地壳在两个时期之间迅速冷却，表明地壳具有高电导率。此外，我们的结果也支持中子星核心的冷却增强。
2002-05-22 astro-ph
Minimal models of cooling neutron stars with accreted envelopes
我们研究了具有核子核的超流中子星的“最小”冷却方案，其中直接Urca过程被禁止，而增强的冷却是由中子的Cooper配对引起的中微子发射产生的.扩展我们以前的考虑（Gusakov等人，2004 a），我们包括轻元素的吸积包络的影响。我们采用唯象密度依赖的星核单态质子和三态中子配对的临界温度T_{cp}（ρ）和T_{cnt}（ρ），以及星壳单态中子配对的临界温度T_{cns}（ρ）。我们表明，吸积包层的存在简化了对Gusakov等人（2004 a）方案中孤立中子星热辐射观测结果的解释，并扩大了与观测结果一致的中子星内部核子超流性模型的类别。
2005-11-07 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
$^1$S$_0$ Neutron Pairing vs Observations of Cooling Neutron Stars
Kaminker等（2001）最近提出，假设质子超流性较强，中子三线态超流性较弱，忽略中子单线态超流性，孤立中年中子星（NS）的热辐射观测结果可以用不同质量的NS冷却来解释。我们表明，这种解释仍然正确的单态SF的中子在NS地壳和最外层的核心，但严格的约束下的密度分布的SF临界温度$T_{\rm cns}(ρ)$的存在下。为了解释（年轻和热的）RX J 0822--43和（古老和温暖的）PSR 1055--52和RX J1856--3754的观测结果，作为冷却而不是太大的NS，最大值$T_{\rm cns}^{\rm max}$应该相当高（$\ga 5 \times 10^9$ K），最大值之外的$T_{\rm cns}(ρ)$的下降应该是急剧的。这些结果对稠密物质中核子SF的模型提出了重要的限制。
2001-09-29 astro-ph
Thermal structure and cooling of superfluid neutron stars with accreted magnetized envelopes
利用量子化磁场中等离子体的最新热导率以及强磁场中部分电离氢的状态方程和辐射不透明度，研究了具有吸积物质的磁化包层的中子星的热结构.内部和局部表面温度之间的关系计算和拟合的内部温度，磁场强度，场线之间的角度和法线的表面，表面重力，和吸积材料的质量的解析函数。对于不同的吸积质量、内部温度和磁场强度值，计算了具有偶极磁场的中子星的亮度。利用这些结果，我们模拟了具有磁化吸积包层的超流中子星的冷却。我们考虑慢和快冷却制度，特别注意低质量超流中子星的非常缓慢的冷却。在后一种情况下，冷却强烈影响的磁化吸积信封和中子超流性在恒星地壳的综合作用。我们的结果是重要的解释孤立的中子星最热的年龄，如RX J 0822 -43和PSR B1055-52的观测。
2003-09-17 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
Frictional Heating and Neutron Star Thermal Evolution
中子星外壳和内部更快速旋转的超流体之间的差异旋转导致摩擦加热，影响恒星的长期热演化和表面辐射。在这里，我们提出了基于两个模型的涡钉扎力，支架的范围内合理的钉扎强度的热演化模拟的结果。我们包括超流性、磁场和温度梯度的影响。作为典型的标准中微子发射过程和加速中微子发射过程，我们考虑了正常重子物质中的修正Urca过程和快得多的夸克Urca过程。比较我们的结果与中子星表面温度的数据，包括最近的温度测量的Geminga脉冲星，表明与软状态方程和适度的摩擦加热的恒星是最接近的协议与数据，具有较强的摩擦加热的恒星的温度与PSR 1929+10的上限不一致。经过标准冷却的较硬的恒星通常温度高于船帆座的探测值，这种情况因包含摩擦加热而变得更糟。在没有摩擦加热的情况下，经历加速冷却的恒星的温度远远低于大多数温度测量值;船帆座和盖明加的检测是最引人注目的例子。只有在坚硬的恒星，有厚厚的地壳，可以包含强大的摩擦加热提高温度在演化的后期阶段的水平与数据一致。然而，如此大量的加热导致$\sim 1000$ yr的温度超过Crab上限。抑制加速的中微子发射过程，也许是通过核心中的超流体配对，可能会产生可接受的冷却模型。
1995-02-04 astro-ph
Fast Cooling of Neutron Stars: Superfluidity vs. Heating and Accreted Envelope
一般认为，中子星冷却方案涉及快速中微子发射，从K介子或π介子凝聚，夸克物质，或直接Urca过程，需要在恒星的中央核心重子配对的存在，以控制强中微子发射和产生与观测相符的表面温度。我在这里表明，在K介子凝聚体的情况下，配对是不必要的，如果：1）状态方程足够硬，恒星有一个厚的地壳，其中可以发生足够的摩擦加热恒星和2）一个薄层，质量大于10^{-12} Msol的轻元素（H和He）是在恒星表面。光元件的作用是增加热流，从而产生更高的表面温度。加热的发生和表面H和/或He的存在（在超新星后期吸积期间沉积）都可能通过未来的观测得到证实或证实。
1996-10-29 astro-ph
