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
The Bursting Behavior of 4U 1728-34: Parameters of a Neutron Star and Geometry of a NS-disk system
我们分析了一组I型X射线爆发的低质量X射线双星4U 1728 - 34，观察与罗西X射线定时探测器（RXTE）。我们实现了一个分析模型的X射线光谱形成的中子星（NS）的大气在爆发期间。我们推断依赖的中子星的质量和半径相对于假设的距离系统使用的X射线爆发光谱形成的分析模型。模型的行为清楚地表明，爆炸大气是氦为主。我们的结果非常有利于NS的软状态方程（EOS）的4U 1728-34。我们发现到源的距离应该在4.5-5.0 kpc范围内。我们得到相当狭窄的约束NS半径在8.7-9.7公里的范围和间隔1.2-1.6太阳质量的NS质量为这个特定的距离范围。我们揭示了径向膨胀事件的红移校正爆发通量的时间行为，我们提出了一个动力学演化的NS-吸积盘的几何形状，在此期间，扩大的信封影响的吸积盘，并增加暴露于地球观测者的中子星的面积。我们的方案使我们能够解释的时序特性和峰值通量变化观察到的爆发扩展阶段，这是现在被认为是常见的现象。在这种情况下，我们提供了一种新的方法来估计倾斜角，导致4U 1728-34的值为50度。
2003-07-10 astro-ph
IGR J17254-3257, a new bursting neutron star
当研究从富氢爆发区到纯氦爆发区以及从氦燃烧到碳燃烧的转变时，研究从低光度源发出的具有长达几十分钟的衰变时间的罕见长爆发的观测特性是很重要的。IGR J17254-3257是最近发现的X射线爆发，其中只有两个爆发被记录：一个普通的短I型X射线爆发和一个15分钟长的爆发。其距离上限估计约为14.5千秒差距。利用同期的INTEGRAL和XMM-牛顿数据获得的0.3-100 keV能量带持续发射的宽带光谱表明，在8 kpc的正则距离处，辐射热通量为1.1 × 10 ^-10 erg/cm 2/s，对应于0.1-100 keV之间的光度约为8.4 × 10^35 erg/s，这意味着每年的平均吸积率约为7 × 10 ^-11太阳质量。IGR J17254-3257的低X射线持续光度似乎表明该源可能处于低吸积速率状态，通常与X射线范围内的硬光谱相关。核燃烧状态可能介于纯He和混合H/He燃烧之间。长爆发是厚He层积累的结果，而短爆发是在稍低的吸积速率下由过早的H触发的He燃烧爆发。
2007-05-10 astro-ph
Column Densities Towards Three Bursting Low-Mass X-ray Binaries from High Resolution X-ray Spectroscopy
我们通过模拟钱德拉X射线天文台获得的高分辨率X射线光谱中发现的Mg和Si吸收边，测量了中子星双星GX 17+2、4U 1705-44和4U 1728-34的银河系氢柱密度。我们发现GX 17+2的N_H =（2.38 +/- 0.12）x 10^22 cm^-2，4U 1705-44的N_H =（2.44 +/- 0.09）x 10^22 cm^-2，4U 1728-34的N_H =（2.49 +/- 0.14）x 10^22 cm^-2。这些值是在合理的协议与氢柱密度推断较早从建模的连续光谱的来源。我们的结果可以用来约束这些源的X射线谱的模型参数的不确定性，这些不确定性与氢柱密度的不确定性相关。在热核X射线爆发期间获得的连续谱的情况下，它们将显着降低光谱测量的质量和半径的中子星的不确定性。
2008-09-30 astro-ph
Evolution of the bursting-layer wave during a Type 1 X-ray burst
在一个流行的场景中，由于Heyl，在类型1 X射线爆发期间看到的准周期振荡（QPO）是由中子星海洋中的巨大行波产生的。Piro和Bildsten提出，在爆发冷却过程中，爆发层中的波可能转化为地壳深部的界面波，这将切断可见的QPO。这个截止值将有助于解释QPO频率漂移的幅度，否则在Heyl的情况下会被高估几倍。本文研究了爆发层与深海的耦合问题。耦合原来是弱的，只有一小部分的面波能量得到转移到地壳界面波在爆发。因此，地壳界面波在爆发过程中不起动力学作用，QPO早期截止不应发生。
2007-08-17 astro-ph
A Chandra observation of GRO J1744-28: the bursting pulsar in quiescence
我们提出了一个钱德拉/ACIS-I观测GRO J1744-28。我们在R.A = 17 h 44 m 33.09 s和Dec =-28 degr 44'27.0“（J2000.0; 1 σ误差约为0.8角秒）的位置检测到一个源，与GRO J1744-28爆发时的ROSAT和行星际网络定位一致。这使得我们很可能已经探测到了GRO J1744-28的静态X射线对应物。我们的钱德拉位置表明，先前提出的红外对应物与GRO J1744-28无关。0.5-10 keV的源的光度为2 - 4 x 10^{33} erg/s（假设源在银河系中心附近，距离为8 kpc）。我们讨论我们的结果的背景下，静态的脉动和非脉动中子星X射线瞬态的X射线发射。
2002-02-21 astro-ph
A new bursting X-ray transient: SAX J1750.8-2900
我们详细分析了1997年春BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机对X射线爆发源SAX J 1750.8 -2900的发现测量结果，它位于离银河系中心约1.2度的位置。3月13日，当第一次观测开始时，该源处于爆发状态，并显示X射线发射约2周。共检测到9个爆发，峰值强度在2-10 keV范围内从~ 0.4到1.0 Crab不等。大多数爆发表现出快速上升时间（~ 1 s），指数衰减曲线与e-折叠时间~ 5s，衰减过程中的光谱软化，和光谱是一致的几keV黑体辐射。这些特征表明它们是热核起源的I型X射线爆发。I型爆发的存在和靠近银河系中心的源位置有利于将该天体分类为中子星低质量X射线双星。在之前和之后的银河系凸起监测中，没有发现来自SAX J1750.8-2900的X射线发射，并且再也没有看到该源爆发。
1999-07-21 astro-ph
The eclipsing bursting X-ray binary EXO 0748-676 revisited by XMM-Newton
XMM-Newton在最初的校准和性能验证（CAL/PV）阶段对低质量X射线双星EXO 0748-676进行了多次观测。我们在这里提出的EPIC相机的观测结果。除了几个I型X射线爆发，源显示出高度的可变性与软耀斑的存在。XMM-牛顿的宽能量覆盖范围和高灵敏度允许第一次详细描述的光谱变化。该源被发现是中心（~2 × 10^8 cm）康普顿化发射的叠加，最有可能是围绕着吸积盘内边缘的日冕，与更广泛的（~3 × 10^10 cm）热晕相关，典型温度为~0.6 keV，表明存在非太阳丰度。源的大部分变化可以通过仅影响中心康普顿化组分的可变吸收来解释，吸收可达NH ~1.3 10^23 cm^{-2}。周围的晕的特性被发现兼容的吸积盘，由于系统的高倾角的中心发射拦截照射的气氛。
2000-11-09 astro-ph
Milli-second Oscillations in the Persistent and Bursting Flux of Aql X-1 During an Outburst
罗西X射线定时探测器在1997年2月和3月的爆发期间观测到了软X射线瞬变Aql X-1。我们报告了在其持续通量中发现的准周期振荡（QPO），频率范围为740 ~ 830 Hz，Q值超过100，分数RMS振幅为（6.8 ± 0.6）%，以及在频率为549 Hz的I型爆发中发现的近相干振荡（NCO）。在小时时间尺度上，持续流中QPO的出现频率与质量吸积率相关，而在天时间尺度上则不相关。这很可能是在许多源中观察到的kHz QPO难题的单个源中的表现，即，一方面，单个源的QPO频率与质量吸积率之间存在相关性，另一方面，十几个亮度跨越20年的源的QPO频率基本相同。我们提出，这种多值QPO频率和质量吸积率的相关性表明存在许多相似的制度的吸积盘。这些制度，具有非常相似的能谱和QPO频率，彼此区分的质量吸积率或总的X射线通量。通过考虑大的频率导数，可以使突发期间的NCO几乎完全相干。这有力地表明这个频率与中子星的自旋频率有关。大的频率导数归因于爆发期间中子星光球的膨胀或收缩。
1997-12-22 astro-ph
SAX J1810.8-2609: A New Hard X-ray Bursting Transient
瞬态X射线源SAX J1810.8-2609是1998年3月10日在BeppoSAX卫星上用宽视场照相机在2-28 keV能量范围内观测银河系隆起时发现的。3月11日，探测到一个强烈的I型X射线爆发，并有光球半径膨胀的证据。3月11日和12日，使用窄场仪器（NFI）进行了机会观察的随访目标，总耗时为8.51 x 10^{4} s。用NFI获得的宽波段光谱数据（0.1-200 keV）显示出可探测到的高达~200 keV的显著硬X射线光谱，其可由具有光子光谱指数Gamma=1.96 \pm 0.04的幂律描述，加上与温度kT~0.5 keV的黑体辐射相容的软分量。探测到I型X射线爆发强烈地表明，致密天体是低质量X射线双星系统中的中子星。假设标准的爆发参数和归因于附近爱丁顿光度光球半径膨胀，我们估计的距离约为5千秒差距。在发现时，推断出的2-10 keV X射线光度约为9 x 10^{35} erg/s。
2000-01-25 astro-ph
Discovery of absorption features of the ADC and systematic acceleration of the X-ray burst rate in XB 1323-619
本文分析了用XMM-Newton于2001年1月对LMXB XB 1323-619倾斜准周期爆发的观测结果，2003.在光谱中发现了一些吸收线，特别是在6.70和6.98千电子伏，我们确定与离子Fe XXV和Fe XXVI的散射。这些特征在其他倾斜源中也有发现，但它们的起源还不清楚。生长曲线分析提供了一个一致的解决方案，假设碰撞电离kT=45 keV，接近电子温度，我们以前确定的ADC在这个来源。因此，我们建议，在浸渍LMXB的吸收线产生的ADC。倾斜的光谱演化是很好地描述了渐进覆盖模型，我们以前已经证明，给很多倾斜源很好的解释。我们讨论了Boirin等人（2004 b）的提议，即浸渍LMXB中的光谱演化可以通过使连续谱经受高度电离的吸收体来解释。这将需要在光电吸收无效的能量（40-100 keV）处，使X射线强度下降约3倍，而先前对几个源的BeppoSAX数据的分析排除了这一点，例如在XB 1323-619中，任何下降都小于10+/-10%。我们发现，自1989年以来的14年间，X射线爆发率随时间呈显著的线性增长，而源光度（L）呈系统性的非线性增长。爆发率随L的线性变化表明，爆发率与质量吸积率成正比，如果继续下去，爆发间隔将在2008年1月11日变为零。实际上，我们期望源经历从X射线爆发到X射线燃烧的转变，证实燃烧是不稳定的核燃烧。
2004-12-09 astro-ph
The Mass and Radius of the Neutron Star in EXO 1745-248
球状星团中爆发的X射线双星是测量中子星质量和半径的理想光源，因此，也是确定冷的超致密物质状态方程的理想光源。我们使用时间分辨光谱数据EXO 1745-248热核爆发期间，光球半径膨胀的强有力的证据来测量爱丁顿通量和表观表面积的中子星。我们将其与最近测量到该源所在的球状星团Terzan 5的距离相结合，以测量中子星的质量和半径。我们发现严格约束的质量和半径的值对，这是围绕M=1.4 M_sun和R=11公里或围绕M=1.7 M_sun和R=9公里。这些值有利于核子状态方程的对称性能量是相对较低的，并有一个弱的密度依赖。
2008-10-09 astro-ph
New Views of Thermonuclear Bursts
自从强大的新X射线观测站-美国航天局的罗西X射线计时探测器、意大利-荷兰BeppoSAX任务、XMM-牛顿和钱德拉-出现以来，发现了一些与中子星热核燃烧有关的全新现象。其中包括：（一）毫秒的发现（ii）中子星核燃烧的一种新状态，它通过大约十年一次的长达数小时的耀斑的产生而显现出来，现在称为“超级爆发”，（iii）发现来自低吸积率中子星的爆发，（iv）爆发中子星离散光谱特征的新证据。在这篇文章中，我们回顾了我们目前对中子星热核爆发的认识，重点是这些新的现象。
2003-05-06 astro-ph
The Thermal Evolution following a Superburst on an Accreting Neutron Star
超级爆发是近年来通过对X射线爆发的长期监测发现的能量非常高的I型X射线爆发，并被认为是由于中子星深海中碳的不稳定点火造成的。在这封信中，我们遵循的表面层的热演化，因为他们冷却后的爆发。由此产生的光变曲线同意非常好的观察层质量和能量释放的范围内预期从点火计算。在晚些时候，从层的冷却通量衰减作为一个幂律的时间，给出淬火的正常I型爆发的几周的时间尺度，在很好的协议与观测限制。我们表明，同时建模的超暴光变曲线和淬火时间承诺约束燃料层的厚度和能量沉积。
2004-01-15 astro-ph
Discovery of absorption features in the X-ray spectrum of an isolated neutron star
我们用钱德拉X射线天文台的ACIS探测器对位于超新星遗迹PKS 1209- 51/52中心的中子星1 E 1207.4- 5209进行了观测，在源光谱中发现了两个吸收特征。这些特征集中在0.7 keV和1.4 keV附近，它们的等效宽度约为0.1 keV。我们讨论了各种可能的解释的吸收功能，并排除其中的一些。一种可能的解释是，这些特征与具有强磁场的中子星大气中一次电离的氦的原子跃迁有关。第一次清楚地探测到孤立中子星光谱中的吸收特征，为测量质量半径比和约束超致密物质的状态方程提供了机会。
2002-06-12 astro-ph
GRO J1744-28: Last Gasps of a Dying Low-mass X-ray Binary
我们认为，爆发，瞬态X射线源GRO J1744-28是一个双星组成的非常低质量（$M \approx 0.2 M_\sun$），高度进化的巨星，是转移质量的罗氏瓣溢出到一个高质量（$M \approx 1.8 M_\sun$）中子星。我们探讨的图片中，爆炸是由于热核闪光的物质，已吸积到中子星。我们将爆发的异常硬光谱和高爆发率与正常的I型X射线爆发源相比-实际上存在不稳定的核燃烧本身-归因于中子星异常强的表面磁场$ B_s \approx 1 \times 10^{13}$ G。
1996-04-16 astro-ph
A Strong, Broad Absorption Feature in the X-ray Spectrum of the Nearby Neutron Star RX J1605.3+3249
我们目前的X射线光谱采取的XMM牛顿的RX J1605.3+3249，第三个最亮的类附近，热发射中子星。与最亮的物体RX J1856.5-3754的情况相反，我们发现RX J1605.3+3249的光谱不能用纯黑体很好地描述，但在27（0.45 keV）处显示出宽吸收特征。有了这个，它加入了少数孤立的中子星的光谱特征，从表面产生的检测。我们讨论可能导致的功能，以及整体的光学X射线光谱能量分布的可能机制，并与其他附近的热发射中子星观察到的光谱进行比较。我们的结论是，我们可能会观察到由于质子回旋加速线的吸收，如建议的其他来源，但由于真空共振模式转换的强场量子电动力学效应减弱。
2004-02-17 astro-ph
A broad absorption feature in the X-ray spectrum of the isolated neutron star RBS1223 (1RXS J130848.6+212708)
2001年12月和2003年1月，XMM-牛顿号上的仪器获得了孤立的中子星RBS 1223的X射线光谱，显示出在能量低于500 eV时偏离普朗克能量分布。当一个广泛的，高斯形的吸收线与西格玛= 100 eV，并集中在300 eV的能量被添加到一个吸收黑体模型的光谱是很好的拟合。所得到的线的等效宽度为~ 150 eV。然而，EPIC探测器在这些低能量下的光谱分辨率以及RGS仪器的较低统计质量和受限能带不足以排除能量低至100 eV的更宽谱线或几条未分辨谱线。对吸收特征最可能的解释是质子在中子星磁场中产生的回旋吸收线。在这幅图中，对于具有正则质量和半径的中子星，100-300 eV的线能量产生2- 6 × 10^13 G的磁场强度。在10.31 s的周期，这意味着一个双峰脉冲轮廓，从不同的能带折叠光曲线，显示出不同的硬度比的两个峰。这证实了RBS 1223的真实自旋周期是最初认为的两倍长，并表明回旋吸收随脉冲相位的变化。我们还提出，在Cropper等人（2001）的RX J0720.4-3125的相位分辨光谱中看到的光电吸收的变化，当与吸收黑体模型正式拟合时，是由随脉冲相位变化的回旋吸收引起的。
2003-04-04 astro-ph
A Model for the Optical/IR Emission from Magnetars
最近在光学/红外波段探测到了一些异常X射线脉冲星（AXP）。我们使用他们的推断亮度放置在磁星框架内的任何模型，这种发射的一般约束。我们发现，中子星表面的发射不能解释的意见，发射必须磁层的起源。我们提出了一个模型的光学/红外辐射的高能电子分布在中子星磁层发射同步辐射。该模型可以自然地再现观测到的AXP的亮度和上升光谱，以及观测到的恒星自旋频率脉动和红外通量与其爆发活动的相关性。
2004-04-07 astro-ph
Discovery of X-ray cyclotron absorption lines measures the magnetic field of an isolated neutron star
孤立的中子星是恒星演化的高磁化、快速旋转的终点。由于它们的表面温度很高，现在可以通过X射线天文学直接观测到它们。特别是，它们的X射线光谱特征可以揭示大气层的存在，或者通过回旋过程测量它们未知的磁场，就像X射线双星的经典案例一样。然而，迄今为止观察到的所有孤立的中子星光谱都表现为无特征的热连续体。唯一例外是1 E 1207.4-5209。在它的光谱中，先前的观测已经检测到两个深吸收特征，仍然太不确定，无法做出任何明确的解释。在这里，我们报告了一个更长的X射线观测，其中恒星的光谱显示出三个不同的特征，有规律地间隔在0.7，1.4和2.1千电子伏，加上第四个，较低的意义，在2.8千电子伏。这些特征随恒星自转的相位而变化。回旋共振吸收是它们的逻辑解释，在电子的情况下产生8 × 10^10高斯的磁场强度。这是对孤立中子星磁场的第一次直接测量。
2003-06-10 astro-ph
Gravitationally redshifted absorption lines in the X-ray burst spectra of a neutron star
中子星的基本性质为冷核物质的状态方程提供了一个直接的测试，冷核物质的状态方程是压力和密度之间的关系，它是由构成恒星的粒子之间的强相互作用物理学决定的。确定这些性质的最直接的方法是通过测量中子星光球中产生的谱线的引力红移。状态方程隐含着质量-半径关系，而对中子星表面引力红移的测量则对质量-半径比提供了直接约束。本文报道了在低质量X射线双星EXO 0748-676的28个爆发的光谱中发现的显著吸收线。我们确定了最显着的功能与Fe XXVI和XXV n=2-3和O VIII n=1-2的过渡，所有的红移z=0.35，在小的不确定性为各自的过渡相同。对于天体物理上合理的质量范围（M ~ 1.3-2.0 M_solar），这个值与中子星由正常核物质组成的模型完全一致，而排除了一些中子星由更奇异的物质组成的模型。
2002-11-06 astro-ph
Fall-back crust around a quark-nova compact remnant I: The degenerate shell case with applications to SGRs, AXPs and XDINs
我们探讨夸克新星场景中夸克星周围喷射碎片的形成和演化，以及软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的应用。如果一颗孤立的中子星爆炸成为夸克新星，一个由简并物质组成的富铁壳层就会从其回落（地壳）物质中形成。我们的模型可以解释SGR和AXP的许多观测特征，例如：（i）两种类型的爆发（ii）爆发期间和之后的自旋上升和自旋下降事件，伴随着$\dot{P}$的持续增加;（iii）节礼日爆发的能量学，SGR 1806 $+$ 20;（iv）在SGR 1900 $+$ 14中观察到的铁谱线的存在;（v）爆发事件和静止阶段期间远红外线和X射线通量之间的相关性;（vi）在巨爆发期间在SGR中观察到的硬X射线成分;（vii）SGR/AXP与其超新星遗迹之间的年龄差异。我们还发现，在我们的模型中，预测只有最年轻的SGRs/AXP是最有可能表现出强烈的爆发SGRs和AXP之间的自然进化关系。X射线暗隔离中子星（XDIN）的许多特征也在我们的模型中得到了解释，例如：（i）两分量黑体谱;（ii）300 eV附近的吸收线;（iii）过量光发射。
2007-09-27 astro-ph
Winds from Neutron Stars and Strong Type I X--Ray Bursts
本文提出了一个由X射线爆发中子星辐射驱动的定常风模型。广义相对论流体动力学和辐射转移方程从中子星表面向外积分，考虑到氦核燃烧的内部，致密，近流体静力学壳。辐射过程包括韧致辐射发射-吸收和康普顿散射;这里只考虑频率-积分输运。结果表明，每个解决方案的特点是只有一个参数：质量损失率$\Mdot$，或等效地，信封质量$\Menv$。我们发现，由于康普顿化的影响，稳定的，超音速风只能存在于$\Mdot$大于一个极限值$\Mdot_{min} \approx\Mdot_{E}$。在给定中子星参数的情况下，计算了几种模型，涵盖了大约20年的质量损失率。我们讨论了如何我们的解决方案与减少$\Menv$的序列可以用来遵循一个强的X射线爆发在膨胀/收缩阶段的光度最大值附近的时间演化。数值结果与Haberl { \it et al.}（1987）对4U/MXB 1820-30爆发给出了该源的光谱硬化因子和吸积率的估计。
1994-05-27 astro-ph
The Magnificent Seven in the dusty prairie -- The role of interstellar absorption on the observed neutron star population
壮丽七星都是通过它们特殊的软X射线光谱和高X射线与光通量的比率而被发现的。他们都被认为是附近的来源。寻找类似的中子星与更大的距离，人们预计更大的星际吸收导致更硬的X射线同行。目前的星际吸收处理取决于所选择的元素丰度和散射截面以及星际介质的三维分布。在讨论了这些因素之后，我们使用Lallement等人2003年对局部气泡的全面3D测量来构建氢柱密度的3D分布的两个简单模型。我们使用一组已知距离的软X射线源来测试这些模型。最后，我们讨论了可能的应用距离估计和人口合成研究。
2006-09-11 astro-ph
Physics of Strongly Magnetized Neutron Stars
最近有越来越多的证据表明中子星的存在，其磁场强度超过了$4.4 \times 10^{13}$ G的量子临界场强，在该场强下回旋能量等于电子静止质量。新发现的具有非常高的自旋下降速率的射电双星和观测到的称为磁星的伽玛射线爆发源提供了这方面的证据。本文将讨论这种高场机制的奇异物理学，其中一系列新的过程成为可能，甚至占主导地位，熟悉的过程获得不寻常的特性。本文综述了中子星内部和磁层中重要的物理过程，包括自由粒子、原子、分子、等离子体和凝聚态物质在强磁场中的行为，光子在磁化等离子体中的传播，自由粒子的辐射过程，中子星内部的物理，以及场的演化和衰变机制。还将讨论这种过程在天体物理源模型中的应用，包括旋转动力源星、软伽马射线中继器、异常X射线源星和吸积X射线源星。在这篇评论中，我们将强调高磁场过程的观测特征，以及仍有待理解的理论问题。
2006-07-11 astro-ph
X-ray Spectroscopy of Thermally Emitting Neutron Stars
我描述了最近的高分辨率X射线光谱的表面发射附近，热发射中子星。我关注RX J0720.4-3125、RX J1308.6+2127和RX J1605.3+3249，它们都具有相似的温度，但在光谱中吸收特征的存在和强度方面有所不同。我讨论了我们在两个源中看到的吸收的可能原因，并得出结论，它可能是质子回旋线吸收，但由于真空共振模式转换的强场量子电动力学效应而减弱。
2003-10-14 astro-ph
XTE J2123-058: A New Neutron Star X-Ray Transient
我们报告了一个新的高纬度爆发X射线瞬变，XTE J2123-058的光学和RXTE观测。我们确定了光学对应物，测量了5.9573小时的轨道周期，并限制了二进制倾角和源距离。距离下限表明，该源距离银道面至少2.6千秒差距，这对LMXB来说是不寻常的。RXTE观测是在1998年6月至8月期间第一次检测到该源的爆发。我们描述了X射线定时和光谱特性之间的相关性，并讨论了在爆发的衰变过程中螺旋桨机制开启的可能性。在RXTE观测期间，我们同时在847.1 +/- 5.5 Hz和1102 +/- 13 Hz处检测到一对高频QPO。根据拍频模型，QPO分离意味着中子星的自旋周期接近3.9 ms。随着X射线通量在爆发结束时减小，光学调制的幅度显着增加。如果吸积盘的大小在爆发的衰减过程中减小，那么这种行为就可以得到解释。
1999-03-23 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
Rotational Broadening of Atomic Spectral Features from Neutron Stars
Cottam，Fragrels和Mendez在一颗中子星（NS）上发现了第一条引力红移的谱线，引发了对NS大气中原子谱线形成物理的理论研究。Chang、Bildsten和Wasserman指出，在爆发NS的光球层上方形成的类氢Fe H $α$线本质上是宽的。现在我们把转动加宽包括在广义相对论中，并把所得的轮廓与EXO 0748-676的I型爆发期间观察到的轮廓进行比较。我们表明，精细结构分裂的线排除了一个有意义的约束的半径。我们的数据拟合表明，形成铁柱的线是${\rm log}_{10} (N_{\rm Fe, n=2}/{\rm cm^{-2}})=17.9_{-0.42}^{+0.27}$和引力红移$1+z =1.345_{-0.008}^{+0.005}$在95%的置信度。我们计算的可探测性的光谱特征的自旋和倾角的大范围内，假设发射来自整个表面。我们发现，在300（600）Hz时，只有10-20%（5-10%）的NS具有与EXO 0748-676中所见一样深的光谱特征。
2005-11-08 astro-ph
The Energy Dependence of Neutron Star Surface Modes and X-ray Burst Oscillations
计算了中子星（NS）表面模脉冲振幅与光子能量的关系。简单的近似表明，它最强烈地依赖于爆裂NS表面温度。这一结果与包括从旋转的多普勒频移和对光子传播的广义相对论修正的完全积分相比很好。我们表明，I型X射线爆发振荡的能量依赖性同意的表面模式，贷款进一步支持的假设，他们起源于表面波。脉冲发射的能量依赖性对NS倾斜度、质量和半径或模式类型相当不敏感，从而阻碍了对这些参数的约束。我们还表明，对于这种能量-振幅关系，大多数信号（相对于噪声）在2-25 keV波段，因此，目前的突发振荡搜索与罗西X射线定时探测器接近最佳。对X射线爆发振荡模式假设的关键检验是对来自吸积毫秒脉冲星的爆发振荡的能量依赖性的测量。
2005-11-01 astro-ph
Investigating the nature of absorption lines in the Chandra X-ray spectra of the neutron star binary 4U 1820-30
我们使用四个钱德拉光栅光谱的中子星低质量X射线二进制4U 1820-30，以更好地了解某些X射线吸收线的性质，在X射线二进制，包括NeII，NeIII，NeIX，OVII和OVIII线。如果这些线起源于热的星际介质，那么这些线的等效宽度在观测之间通常是一致的。没有证据表明这些谱线发生了蓝移，这再次支持了星际介质的起源，尽管这可能是由于统计数据不足。OVIII Ly-alpha谱线等效宽度存在明显的变异性，这提供了一些证据，表明至少部分OVIII吸收发生在系统内。然而，该显著性是边际的（2.4-sigma），并且在其他线中缺乏变化对可变性的真实性产生了一些怀疑。通过计算一系列多普勒参数下的等效氢柱密度，我们发现它们与谱线的星际起源相一致。此外，我们拟合的光谱与光电离模型的局部吸收材料，并发现他们可以很好地再现光谱，但只有当有一个非常低的填充因子。我们的结论是，ISM和本地吸收仍然可能的起源线，但更敏感的观测需要寻找低水平的变化。
2008-01-09 astro-ph
Detection of pulsations and a spectral feature in the X-ray emission of the isolated neutron star 1RXS J214303.7+065419/RBS 1774
我们报告的RBS 1774，在ROSAT存档数据中发现的最新的暗淡孤立的中子星候选人的深XMM-牛顿观测的结果。高质量的PN和MOS数据的光谱和时序分析证实了这个源与一个孤立的中子星的关联。光谱是热的和类黑体的，并且有证据表明，在显著性水平> 4 σ，源是一个X射线脉冲星，自旋周期为9.437 s。光谱拟合揭示了在~0.7 keV的吸收特征的存在，但在这个水平上，数据没有足够的分辨率，使我们能够区分吸收线或边缘。我们比较了RBS 1774与其他已知的昏暗孤立中子星的新测量的属性，并讨论了可能的解释的吸收功能。
2005-03-10 astro-ph
Quiescent Thermal Emission from the Neutron Star in Aql X-1
我们报告的静态光谱测量与钱德拉/ACIS-S的瞬态，I型X射线爆发中子星Aql X-1，紧接着吸积爆发。中子星的半径，假设是纯氢大气和硬幂律谱，是$R_\infty$ =13.4{+5}{-4}（d/5 \kpc）km。根据RXTE/ASM的历史爆发记录，静态光度与Brown，Bildsten和Rutledge的深部地壳加热预测结果一致，支持了瞬态中子星最小静态光度的理论。虽然数据不要求，但硬幂律分量可以占0.5-10 keV热通量的18+/-8%。短时间尺度的强度变化在此观察是小于15%的rms（3西格玛; 0.0001-1赫兹，0.2-8千电子伏）。比较钱德拉光谱和1992年10月至1996年10月间的三次X射线光谱观测，发现所有光谱都与纯H大气一致，但温度范围为145- 168 eV，观测通量的因子为1.87+/-0.21。在长时间尺度上（大于几年）的静态光度变化的来源仍然是一个谜。如果是由于吸积，那么为什么静态吸积速率提供的光度如此接近于深部地壳加热的光度，这就有待解释了。
2001-05-18 astro-ph
X-ray bursts from 1RXS J170930.2-263927 = XTE J1709-267
我们报告了1 RXS J170930.2-263927在1997年初爆发时的I型X射线爆发活动的证据。这表明该源可能是一个低质量的X射线双星，其中包含一颗中子星。用BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机获得的探测到的爆发和持续发射的误差框排除了与拟议的无线电对应物的联系（Hellyming和Rupen，1997年）。
1998-10-16 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
The accreting neutron stars are quasars, and the universe does not expand
可靠的重星演化理论预言了一种中子星的存在，这种中子星吸积了一团脏氢（吸积物）。虽然它们非常小（大约几百公里），但吸积物应该很容易观察到，因为吸积会使表面温度升高到1 000 000 K以上，但它们从未被探测到。这一失败的原因是误解了氢的光谱被一束强大的短波长光穿过。除了非常接近表面，氢主要通过莱曼吸收加热，莱曼吸收通过激发原子氢引起的参数频移而得到改善，因此这种吸收使温度稳定在电离和二聚的极限之间。强大的无线电辐射可能会在压力适宜的地方产生额外的电离。莱曼散射和红移的结合产生了一种不稳定性，这种不稳定性使莱曼吸收模式连锁：当一条红移的莱曼吸收线与一条莱曼线重合时，气体的所有吸收线都被写入光谱。这样就产生了类星体复光谱的所有特征，从而将观测到的吸积体命名为类星体，并找到了内禀红移的来源。恒星和类星体的光度变化没有红移，表明“宇宙学红移”是参量频移的结果，宇宙没有膨胀。
2004-06-28 astro-ph
BeppoSAX observation of the eclipsing dipping X-ray binary X1658-298
介绍了2000年8月12日至13日BeppoSAX对7.1小时的食、倾、爆、瞬变、低质量X射线双星（LMXRB）X 1658 -298的观测结果。日食，倾角和爆发以外的光谱可以建模的软磁盘黑体和硬康普顿组件与少量（1.3 10 E21原子/cm 2）的低能量吸收的组合。相比之下，18个月前在同一爆发期间的RXTE观测，测量到5.0 10 E22原子/cm 2的吸收。这种变化与随着爆发的进行，吸积盘变薄是一致的。最佳拟合光谱模型的结构残差，这是暂时确定与Ne-K/Fe-L和Fe-K壳层发射。下降过程中的光谱变化是复杂的，可以建模由一个强大的（~3 10 E23原子/cm 2）增加吸收的康普顿化组件，连同减少两个光谱组件的归一化。这种行为与X射线倾角源的"复杂连续“模型相反，在该模型中，较软的黑体分量迅速遭受强吸收。然而，它类似于最近XMM-牛顿对食，倾斜，LMXRB EXO 0748 -676的观测。
2001-07-18 astro-ph
A helium-hydrogenic molecular atmosphere of neutron star 1E1207.4-5209
提出了孤立中子星1E1207.4-5209的类氦-类氢混合大气模型。它是基于这样的假设，即在表面磁场$\approx 4.4 \times 10^{13}$ G的作用下，大气中的主要成分是外来分子离子$He_2^{3+}$和$H_3^{2+}$，其中存在$He^{+}, (HeH)^{2+}, H_2^{+}$。除了{ \it Chandra}天文台（Sanwal等人，2002年）观察到的两个吸收特征外，该模型还预测了$\approx 400$ eV处的一个更窄的吸收特征。
2005-06-27 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
Consequences of Interstellar Absorption for Models of Anomalous X-ray Pulsars
我们研究了强磁化中子星（NS）的热辐射特性。特别是，我们表明，能量积分通量的脉动幅度是一个增加的函数的吸收柱密度的源。这对于将反常$X$射线脉冲星（AXP）解释为具有高磁场的冷却中子星尤为重要。我们表明，在这些对象中观察到的高脉动振幅与冷却模型是一致的，如果考虑到这些源的大量吸收。我们还表明，冷却模型意味着推断半径的发射区域的顺序上的$\sim 5-6$倍小于实际NS半径，再次与观察。
2000-06-20 astro-ph
Thermonuclear Stability of Material Accreting onto a Neutron Star
我们提出了一个全球性的线性稳定性分析的核燃料积累的表面上的吸积中子星，我们确定的条件下，热核爆发被触发。分析再现了所有公认的制度的氢和氦爆发，此外还表明，在高吸积率，稳定燃烧的极限附近，有一个制度的“延迟混合爆发”，这是不同于更常见的"提示混合爆发“。在延迟混合爆发中，大部分燃料在爆发被触发之前稳定燃烧。因此，爆发具有较长的重现时间，但同时具有较小的注量。因此，参数α（它测量通过吸积释放的能量与通过爆发中的核反应产生的能量的比率）比瞬发爆发大一个数量级。在稳定燃烧的阈值附近，α的这种增加已经在观测中看到。我们探索了大范围的质量吸积率，中子星半径和核心温度，并计算了各种突发属性。通过与数据的初步比较，我们认为爆发中子星可能有热的核心，T_{core} >~ 10^{7.5} K，这与通过改进的URCA或类似的低效率过程进行的内部冷却相一致，而不是像直接URCA过程所预期的T_{core} ~ 10 ^7 K。也有迹象表明，中子星的半径有点小<~ 10公里。这两个结论都需要通过比较更仔细的计算和更好的数据来证实。
2003-08-22 astro-ph
Modelling mid-Z element atmospheres for strongly-magnetized neutron stars
我们构建了强磁化中子星大气的模型，该模型由中Z元素（碳、氧和氖）组成，磁场B=10^{12}-10 ^<$13} G，有效温度Teff=（1-5）* 10 ^6 K;这是通过首先解决与强磁化等离子体相关的物理问题并计算状态方程和偏振相关的不透明度来完成的。然后通过求解静力平衡和辐射平衡下的辐射转移方程，得到大气结构和光谱。与在相关温度下的氢不透明度相反，中Z元素不透明度由许多束缚-束缚和束缚-自由转变主导。因此，温度曲线更接近灰色曲线，光球密度低于氢的情况。中Z元素大气光谱明显比氢大气光谱软，并显示出许多吸收线和边缘。大气光谱对地表成分和磁场有很强的依赖性，而对地表重力的依赖性很弱。吸收线主要由运动斯塔克效应和（未知的）表面磁场分布加宽。考虑到从几个孤立的中子星观察到的多重吸收特征，有可能确定，与现有的X射线数据，表面成分，磁场，温度和引力红移，我们提出我们的模型光谱和中子星1E1207.4-5209和RX J1605.3+3249之间的定性比较。未来的高分辨率X射线任务，如星座-X，将通过分辨窄吸收特征来高精度地测量引力红移，当与半径测量相结合时，将有可能唯一地确定孤立中子星的质量和半径。（节录）
2007-02-23 astro-ph
The Thermal X-ray Spectra of Cen X-4, Aql X-1, and 4U 1608-522 in Quiescence
我们使用真实的氢大气模型重新分析了I型爆发中子星瞬变Aql X-1、Cen X-4和4 U 1608-522的可用X射线光谱数据。以前的光谱拟合假设一个黑体光谱，因为自由自由为主的光球不透明度随频率的增加而降低，黑体光谱拟合高估了有效温度和低估，多达两个数量级，发射面积。氢大气光谱模型，当适合现有的观测数据，意味着系统更大的发射区半径，符合典型的10公里半径的中子星。这表明，相当一部分的静态光度是来自中子星表面的热辐射。然而，朝向这些系统的等效氢柱密度的大小呈现出相当大的系统不确定性，这只能通过高信噪比X射线光谱测量（例如，与AXAF或XMM），这将允许同时测定等效氢柱密度、发射面积和热温度。
1998-10-19 astro-ph
A hydrogenic molecular atmosphere of a neutron star
本文提出了孤立中子星1E1207.4-5209大气类氢含量的模型。它是基于大气中的主要成分是外来分子离子$H_3^{2+}$和在$(4 \pm 2) \times 10^{14}$ G范围内存在磁场的假设。光电离$H_3^{2+} \rar e + 3p$和光解离$H_3^{2+} \rar H + 2p$分别对应于{ \it Chandra}天文台发现的0.7 KeV和1.4 KeV处的两个吸收特征（Sanwal等人，2002年）。该模型预测在80-150 eV处的一个以上的吸收特征对应于光解离$H_3^{2+} \rar H_2^+ + p$。
2004-04-14 astro-ph
The Quiescent X-Ray Spectrum of the Neutron Star in Cen X-4 Observed with Chandra/ACIS-S
我们报告的光谱和强度变化分析从钱德拉/ACIS-S观测的瞬态，I型X射线爆发低质量X射线二进制岑X-4。在此观察期间的静态X射线光谱在统计学上与先前用Beppo/SAX观察到的光谱相同，并且与先前用ASCA观察到的光谱接近但不相同。X射线光谱最好描述为纯氢大气热光谱加上在2 keV以上占主导地位的光谱的幂律分量。如果星际吸收固定在光学红化所暗示的值上，那么中子星的最佳拟合半径为r=12.9+/-2.6（d/1.2 kpc）km。允许星际吸收是一个自由参数，得出r=19+45-10（d/1.2 kpc）km（90%置信度）。来自中子星表面的热光谱与太阳的金属丰度不一致。我们发现在观测过程中均方根变异性的3 σ上限<18%（0.2-2.0 keV; 0.0001-1 Hz）。另一方面，0.5-10.0 keV的光度在Asca和Chandra观测之间的4.9年内下降了40+/-8%。这种变化可以归因于幂律分量。此外，我们将这4.9年的热温度变化限制在<10%。热温度和发射区半径的稳定性支持了静态热发射是由于热的中子星核的解释。
2000-12-19 astro-ph
Neutrino Transport in Strongly Magnetized Proto-Neutron Stars and the Origin of Pulsar Kicks: The Effect of Asymmetric Magnetic Field Topology
在具有强磁场的原中子星中，中子（质子）上的$ν_e$（$\barν_e$）吸收截面取决于由于终态产生的$e^-$（$e^+$）能级的量子化而产生的局部磁场强度。如果中子星具有不对称的磁场拓扑结构，即北极和南极的磁场大小不同，则可能产生不对称的中微子发射。计算了强磁场中$\nue$和$\bnue$的吸收截面随中微子能量的变化。这些横截面表现出振荡行为，这是因为随着中微子能量的增加，$e^-$（$e^+$）的新朗道能级变得可访问。通过评估适当的平均中微子不透明度，我们表明，由于修改后的不透明度在本地中微子通量的变化是相当小的。要使新形成的中子星产生可观的反冲速度（$\sim 300$ km~s $^{-1}$），中子星两极的场强差必须至少为$10^{16}$ ~G。我们还考虑了磁场对中微子能流谱的影响。吸收不透明度的振荡特征引起$ν_e$和$\barν_e$的出射光谱的调制。
1998-06-21 astro-ph
Carbon Detonation and Shock-Triggered Helium Burning in Neutron Star Superbursts
吸积中子星上12 C点火层的强简并性导致流体动力学热核逃逸，其中核加热时间变得短于局部动力学时间。我们模型产生的燃烧波在这些超爆作为一个向上传播的爆震。我们解决了反应性流体流动，并表明，爆炸传播通过最深层的燃料和驱动器的冲击波，陡峭的，因为它向上传播到低密度的材料。冲击波在到达新吸积的H/He层时足够强，如果超爆发发生在规则的I型爆发周期的后半段，它会触发不稳定的4 He燃烧;这可能是在超爆发开始时观察到的明亮的I型前兆爆发的起源。最外层激波加热层的冷却产生了一个明亮的，约0.1秒的闪光，在I型爆发之前几秒钟;这可能是在4U 1820-30和4U 1636-54爆发开始时看到的尖峰的起源，这是RXTE在高时间分辨率下观察到的仅有的两个爆发。12 C爆轰的主要产物是28 Si、32 S和36 Ar。古普塔等人指出，由这些中等质量元素组成的地壳比由铁峰值元素组成的地壳具有更大的热通量，有助于使超级暴点火深度与从观测中推断的值更好地吻合。
2007-08-13 astro-ph
Spectral Features in the Thermal Emission from Isolated Neutron Stars: Dependence on Magnetic Field Strengths
我们研究了影响质子回旋强度和磁中子星热谱中原子特征的几种效应。结果表明，当磁场B \ga为10 ^14 G时，真空极化有可能对谱线产生强烈的抑制作用.对于较弱的场（B \la 7 \times 10 ^13 G），表面光谱不受真空极化的影响，因此质子回旋吸收线可以有很大的等效宽度。通过对合成谱的近似计算，我们发现中子星表面磁场的变化会导致谱线的展宽。最近从孤立的中子星RX J1308.6+2127、RX J1605.3+3249和RX J0720.4-3125中探测到的吸收特征可以用质子回旋共振来解释，可能是由于恒星大气中的原子跃迁造成的混合。
2004-02-04 astro-ph
Isolated neutron stars: Magnetic fields, distances, and spectra
我们目前的定时测量，天体测量，和一些附近的高分辨率光谱，热发射，孤立的中子星。我们用这些来推断磁场强度和距离，但也遇到了一些难题。我们详细讨论了三个特殊的年龄：（1）RX J0720.4-3125和RX J1308.6+2127的特征年龄都超过了100万年，而它们的温度和运动学年龄表明它们要年轻得多;（二）对于RX J1856.5-3754，光发射的亮度温度超过了在合理的中子星半径的X射线波长下测得的温度;（iii）对于RX J0720.4-3125，光谱从最初的无特征状态变为具有吸收特征的状态，但有效温度仅发生相对较小的变化。此外，我们试图看看是否所有七个来源的光谱，其中六个吸收功能，现在已经发现，可以理解的背景下，强磁化氢气氛。我们发现吸收特征的能量是可以再现的，但是某些源的无特征光谱，特别是类似维恩的高能尾，仍然令人困惑。
2006-07-14 astro-ph
Formation of Resonant Atomic Lines during Thermonuclear Flashes on Neutron Stars
受EXO 0748-676（Cottam，Sperrels & Mendez）I型X射线爆发期间红移Fe H $α$线测量的启发，我们研究了爆发中子星（$k_BT_{\rm eff} \approx 1-2 {\rm keV}$）光球层上方Fe原子线的形成。讨论了斯塔克展宽、共振散射和能级布居对类氢Fe H $α$、Ly $α$和P $α$线形成的影响。从观测到的Fe H $α$线的等效宽度，我们发现了一个隐含的Fe柱$1-3 \times 10^{20} {\rm cm}^{-2}$，它比Bildsten，Chang和Birrels的吸积/溅射模型计算的Fe柱大3-10倍。我们还估计，隐含的铁柱是约2-3倍，大于一个统一的太阳金属丰度大气。我们讨论了旋转增宽的影响，并发现\EXO的旋转速率必须是缓慢的，证实了最近的测量45赫兹的爆发振荡的Villarreal和Strohmayer。当H $α$ EW为10 eV（红移8 eV）时，Fe Ly $α$ EW $\approx$为15-20 eV（红移11-15 eV），P $α$ EW $\approx$为4-7 eV（红移3-5 eV）. Ly $α$线旋转加宽至深度为$\approx 10%$，使得难以用{ \it Chandra}观察。我们还表明，辐射悬浮可能支持的Fe柱需要解释的线。
2005-05-03 astro-ph
Neutrino Opacities in Neutron Stars with Kaon Condensates
在存在K介子凝聚的情况下，得到了热中子星物质中的中微子平均自由程。考虑了非简并和简并中微子的K介子诱导的中微子吸收过程。将此过程所产生的中微子平均自由程与中微子-核子散射的中微子平均自由程进行了比较。当温度不是很高时，K介子诱导的中微子吸收过程的平均自由程比普通的双核子吸收过程短几个数量级，但中微子-核子散射过程对中微子不透明度仍有主要贡献.因此，K介子诱导的中微子吸收过程对质子中子星的热力学和动力学演化的影响很小。
2003-01-14 astro-ph nucl-th
The complex X-ray spectrum of the isolated neutron star RBS1223
本文首次分析了用XMM-牛顿法获得的孤立中子星RBS 1223的深X射线谱。从2005/2006年的四个新的监测观测光谱数据相结合，在2003年和2004年获得的档案观测，形成一个自旋相位平均光谱包含290000 EPIC-pn光子。这个光谱比它的前辈表现出更高的复杂性，并且可以用叠加在黑体上的两条高斯吸收线来参数化。谱线中心E_2 ~ 2E_1可被看作是支持对B ~ 4 × 10 ~（**）13 G场吸收特征的回旋解释。这些线的通量比不支持这种解释。因此，这两种特征都可能是真正的原子起源。
2006-09-26 astro-ph
The observational appearance of strange stars
密度为~ 5 \times 10^{14} g cm^{-3}的奇异夸克物质可能存在于奇异恒星的表面。这与中子星的情况有质的不同，并开启了观测的可能性，以区分奇怪的恒星和中子星。本文综述了热奇异星裸露（或接近裸露）夸克表面的光子和e^+e^-对热辐射。裸露的奇异星是软伽马射线中继器的合理候选者。软γ射线中继器的爆发活动可以用奇异星的裸夸克表面快速加热到~（1-2）\times 10 ^9 K的温度及其随后的热辐射来解释。
2001-11-22 astro-ph hep-ph nucl-th
