Phases of Dense Matter in Neutron Stars
在简要介绍了中子星和超新星的历史之后，讨论了最近的发展。基于现代核子-核子势，构造了更可靠的致密核物质状态方程。此外，中子星的核内还可以发生诸如π介子、K介子和超子凝聚、超流和夸克物质等相变。具体地说，核到夸克物质的相变和它的混合相与有趣的结构被处理。旋转中子星和没有相变进行了讨论和比较，观察到的质量，半径和毛刺。在X射线双星和QPO中观测可能的重$\sim 2M_\odot$中子星需要相对严格的状态方程，并限制强相变仅发生在非常高的核密度下。
1999-10-15 astro-ph
Unmasking neutron star interiors using cooling simulations
我们介绍了一种新的工具“揭露”的组成中子星（NS）内部的事实，即在高密度的物质状态决定的统计NS观测，温度年龄（TA）的数据，以及质量分布。我们使用现代的冷却模拟提取NS群众的分布需要重现那些在TA平面的稀疏数据。通过比较的结果与年轻的，附近的NS人口合成的质量分布，我们可以提高两个NS冷却问题。直接Urca（DU）的问题在于缩小的NS人口的质量值，DU过程作为最有效的冷却机制，在恒星的强子层可以发生。船帆座的质量问题是一个扩大的人口超出了1.1 - 1.5 M_sun的典型质量窗口的范围。应用这个工具，现代EoS我们讨论的例子，纯强子星与这些约束相冲突，而混合星的颜色超导夸克物质的核心可以预测一个令人满意的质量分布，提供最小的双夸克配对间隙有一个适当定义的密度依赖性。
2006-12-04 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutron Stars for Undergraduates
计算白矮星和中子星的结构将是一个合适的主题为本科论文或高级专题或独立研究课程。这门学科在物理学的许多不同领域都很丰富，从热力学到量子统计，从核物理到狭义相对论和广义相对论。求解耦合结构微分方程（牛顿和广义相对论）的计算可以使用符号计算软件包（如Mathematica）完成。在这样做的过程中，学生将发展计算技能，并学习如何处理尺寸。在此过程中，他或她还将学习一些状态方程和简并恒星的物理学。
2003-11-26 astro-ph nucl-th
Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters
本文提出了一个蟹状星云加速膨胀的模型，该模型中加速膨胀的时间依赖性与脉冲星光度的演化有关。利用最近的观测数据，我们得到的蟹状星云中子星转动惯量的估计。中子星的转动惯量与质量和半径之间的相关性允许对蟹状星云中子星的半径和质量进行粗略的估计。与以前使用的恒加速度近似相反，即使对于膨胀星云质量~7 Msun，我们模型中得到的结果也不与现代致密物质的刚性状态方程相冲突。
2003-03-19 astro-ph
The Maximum Mass of a Neutron Star
观测鉴定黑洞是双星系统的成员，需要知道中子星的引力质量的上限。我们用现代中子星物质的状态方程，拟合实验的核子-核子散射数据和轻核的性质，在Rhoades & Ruffini（1974）的框架内，计算中子星质量的最小上限。考虑到状态方程有效的核物质饱和密度，rho_{nm}的两倍，我们得到了一个安全的上限中子星质量等于2.9太阳质量。我们还发现，为了达到2.2太阳质量的最低可能的上限，我们需要了解的物理性质的中子物质的密度约4倍rho_{nm}。
1996-08-11 astro-ph
Constraints on the Existence of Strange Quark Stars
基于对中子星超子形成的现代估计，研究了通过强相互作用解除禁闭产生奇异夸克星的过程。超子丰度足够大，如果奇异夸克物质（SQM）是物质的真正基态，则退禁闭密度最多为核饱和密度的2.5-3倍.如果是这样的话，中子星在出生时就发生了去禁闭，所有的中子星都必须是奇异的夸克星。另外，如果观测表明某些中子星具有重子内部，SQM不可能是绝对稳定的。
1997-08-14 astro-ph
Hot Neutron and Quark Star Evolution
致密天体物理学是理论研究中非常活跃的发展分支之一，因为仔细分析这些天体内部结构的不同模型，它们的演化特征以及与现代观测数据的比较，可以区分关于极端条件下物质状态的各种推测。讲座提供了一个概述的问题，中子星冷却演化。本文从微观模拟的背景出发，讨论了中子星冷却模拟的方案和必要的输入，以呈现混合中子星的表面温度-年龄特征，包括冷却过程的主要调节因子的确定，中微子的产生和扩散问题。
2005-06-22 astro-ph
Compatibility of neutron star masses and hyperon coupling constants
结果表明，在一定的超子耦合常数范围内，基于对称和非对称核物质微观计算的中子星物质现代物态方程与中子星物质最大质量的下限是相容的，而超子耦合常数受对称核物质超子结合能的约束.超子是通过相对论Hartree-Fock近似或Hartree-Fock近似计算的。所得耦合也与相对论Hartree方案中的超核数据符合得令人满意。在相对论性Hartree-Fock近似下，超核的研究还没有人做过.
1998-11-30 astro-ph
The Cooling Neutron Star in 3C 58
利用现代中子星冷却理论（Kaminker et al.2002）分析了Slane等（2002）最近获得的超新星遗迹3C 58中的中子星PSR J 0205 +6449的有效表面温度上限。观测极限可以用核由中子、质子和电子组成的超流体NS的冷却来解释，其中直接的Urca过程是禁止的。然而，结合其他孤立NS的表面温度数据，它提供了证据（Slane等人强调）。厄卡号的直接进程是在大型NS的内核中开启的这一证据证明是不严格的证据提供的众所周知的意见Vela和Geminga。
2002-05-13 astro-ph
Thermal structure and cooling of neutron stars with magnetized envelopes
利用现代物理输入研究了具有磁化包层的中子星的热结构。计算了内部温度（T_i）与局部表面温度（T_i）之间的关系，并用解析表达式拟合了磁场强度B（0 ~ 10^{16} G）和任意磁力线倾角的关系。计算了偶极磁场作用下中子星的光度，并拟合为B、Ti、恒星质量和半径的函数。此外，我们还模拟了具有磁化包层的中子星的冷却。特别是，我们分析了超磁化的信封的磁星和磁场的船帆座脉冲星上的中子和质子超流体的临界温度在其核心的测定的影响。
2001-06-19 astro-ph
Accretion by Isolated Neutron Stars
讨论了孤立的中子星对星际物质的吸积。我在这里要讲的是吸积流和恒星磁层之间的相互作用。我表明，在感兴趣的条件下的磁层边界的交换不稳定性基本上被抑制。物质进入磁层是受扩散控制的。由于这个原因，孤立中子星的持续吸积光度被限制在<4 E +26 erg/s。这些天体也可以表现为X射线爆发，爆发持续时间约为30分钟，重复时间约为1 E +5年。这表明，最近和现代的X射线任务可以观察到的吸积孤立中子星的数量比以前估计的要小几个数量级。
2006-10-30 astro-ph
Cohesive property of magnetized neutron star surfaces: Computations and implications
凝聚态物质在强磁场中的结合能是表征磁化中子星表面的一个基本量。内聚能是指在零压力下将原子从大块凝聚物质中拉出所需的能量。脉冲星和磁星磁层的理论模型依赖于强磁场中表面物质的内聚性质。例如，取决于表面物质的内聚能，脉冲星极冠上方的加速区（“极隙”）可能会形成，也可能不会形成。此外，如果中子星表面发生凝聚，会显著影响孤立中子星的热辐射。我们描述了我们的计算在强磁场中的物质的凝聚力的性质，并讨论了我们的结果的影响，最近的观测中子星表面发射以及检测/未检测到的无线电发射的磁星。
2007-01-11 astro-ph
X-ray Observations of Neutron Star Binaries: Evidence for Millisecond Spins
1996年初，Rossi X射线定时探测器（RXTE）发现热核X射线爆发期间的高振幅X射线亮度振荡。光谱和时间的证据强烈支持的结论，这些振荡是由旋转调制的爆发发射，他们揭示了中子星的自旋频率低质量X射线双星（LMXB），长期追求的目标X射线天文学。我简要地回顾一下我们对这些振荡的认识。到目前为止，已经观测到10个中子星系统产生爆发振荡，有趣的是，所观测到的频率集中在300 - 600 Hz的相当窄的范围内，远低于大多数现代中子星状态方程（EOS）的破裂频率。这导致了这样的建议，即它们的自旋频率可能受到由于引力波发射而导致的角动量损失的限制。与重力波旋转不稳定性的连接将被简要描述。
2001-01-10 astro-ph
Computation of Neutron Star Surface Emission Spectra for Arbitrary Magnetic Field Directions without Diffusion Approximation
为了利用观测到的光谱推导出中子星表面的物理性质，一个真实的中子星表面辐射光谱模型是必不可少的。由于计算资源的限制，迄今为止，在不考虑扩散近似的情况下，仅对局部磁场垂直于恒星表面的情况进行了完整的辐射转移方程的计算。在本文中，我们报告的全计算结果为任意场方向。为了比较，我们也计算辐射转移方程使用扩散近似。对于一个给定的有效温度，与扩散近似计算的光谱总是软比在不可忽略的水平上的一个完整的计算。如果在谱拟合中采用扩散近似谱，则会导致对有效温度的高估。此外，还讨论了不同磁场方向的其他特性，如两种偏振模式的波束图和大气结构。
2006-12-22 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
Black holes and gravitational waves: simultaneous discovery by initial laser interferometers
引力辐射引起的相对论双星并合速率的研究（双中子星;中子星+黑洞;双黑洞）的观测结果表明，在频率为100 Hz时，均方根灵敏度为$10^{-21}$的第一代引力波干涉仪可以探测到10-700个黑洞，而在1- 100 Hz时，只有$\sim 1$中子星聚并。年积分时间在一个广泛的恒星演化参数。值得注意的是，恒星演化的现代概念预测，引力波的首次探测将独立发现黑洞。
1997-01-20 astro-ph
Neutron star sequences and the starquake glitch model for the Crab and the Vela pulsars
基于星震突变机制，首次构造了能同时解释蟹状星（$Q \geq 0.7$）和船帆座星（$Q \leq 0.2$）突变愈合参数$Q$的稳定中子星（NS）序列模型，而常规NS模型不能给出如此一致的解释.此外，我们的模型也产生了一个上限NS质量类似于在文献中获得的各种现代状态方程（EOS）兼容的因果关系和动力学稳定性。本文的结果给出了蟹状星云和船帆座星云引力红移电子正电子湮没线能量的上下限，分别为0.309 - 0.315 MeV和0.425 - 0.439 MeV。
2010-10-12 astro-ph
From the Skyrme model to hypothetical Skyrmion stars: Astrophysical implications
我们讨论了强相互作用的Skyrme模型和Skyrmion流体的概念。相应的紧凑的对象，即Skyrmion星，构造从状态方程描述这样的流体和比较中子星模型的基础上现代状态方程。我们建议在4U 1636-53和4U 1820-30低质量X射线双星系统中的Skyrmion恒星候选者，其中吸积致密伴星（\sim 2.0 M_{\odot}）的建议质量对于中子星模型仍然是一个挑战。
2004-02-05 astro-ph
Hydro-without-Hydro Framework for Simulations of Black Hole-Neutron Star Binaries
本文介绍了一种计算框架，它避免了显式求解流体动力学方程，适合于研究黑洞-中子星双星系统合并前的演化。该方法的实质是构造一个伴有黑洞的中子星模型，并在时空几何演化过程中冻结中子星的内部自由度。我们提出的框架的主要成分，从制定的问题，以适当的计算技术来研究这些二进制系统。此外，我们提出的初始数据集和演化的建设，证明了这种方法的可行性的数值结果。
2006-05-02 astro-ph gr-qc
