Towards an empirical unified crust-core description of neutron stars
了解地壳和内核的性质以及它们的界面对于精确地模拟诸如故障、X射线爆发或中子星振荡等现象的天体物理学模型是必不可少的。为了研究壳核性质，必须建立一个统一一致的方案来描述地壳中的团簇物质和核中的均匀物质。中子星壳的低密度区是可以进行地球核实验的。为了发展一个一致的描述的地壳和核心的中子星在同一形式主义，我们使用密度泛函计划，与模型系数在均匀物质直接相关的经验核观测。在这项工作中，我们将这个计划扩展到非均匀物质来描述地壳中的核。然后，我们测试这个计划对核可观测。
2017-09-14 nucl-th
Symmetry energy in neutron star matter
我们研究了质子中子比在x = 0.1~0.5之间、密度在0.02 fm-3~0.085 fm-3之间、温度T <4 MeV的中子星物质的结构。特别是，我们研究的面食形状和以前观察到的核物质的相变，以及对称性能量的行为。我们证实了均匀的非均匀相变的存在，以及在不同的密度和温度下的对称能的不同值。
2018-09-10 nucl-th
Plasmon excitations in homogeneous neutron star matter
我们研究了可能影响中子星热力学的集体等离子体模式以及核饱和（$ρ_0$）和$3ρ_0$之间重子密度范围内的不同基本过程。在这个区域，中子星物质的预期成分主要是中子、质子、电子和μ子（$npeμ$物质），在β平衡的约束下。在RPA框架下研究了$peμ$三流体介质中的基元等离子体激发。我们强调的库仑相互作用的三个物种之间的相关性，特别是相互作用的电子和μ子屏蔽在抑制可能的质子等离子体模式，这是转换成一个健全的模式。库仑相互作用本身能够产生多种激发分支，全谱函数在不同能量下显示出丰富的结构。真正的等离子体激元模式在高能量下被推动，并且它主要包含具有大量μ子分量的电子分量，该μ子分量随着密度而增加。等离子体激元在动量不太大的情况下是无阻尼的，预计几乎不受核相互作用的影响。落在等离子体激元之下的所有其他分支是阻尼的或过阻尼的。
2009-07-01 astro-ph.SR nucl-th
Entrainment parameters in cold superfluid neutron star core
流体动力学模拟的中子星核心，根据两种流体的描述，在一个中子-质子超流混合物，需要的Andreev-Bashkin夹带矩阵的知识，其中涉及的一个组成部分的动量的电流的两个组成部分。这个矩阵是在能量密度泛函理论的框架内，在零温度和小相对电流的限制下，导出的任意核不对称性。Skyrme能量密度泛函被认为是一个特殊的情况。得到了卷吸参数和各种有效质量的一般解析式。这些公式被应用到一个中子星的液体核心，由一个均匀的等离子体的核子，电子和可能的μ子在β平衡。
2006-09-13 astro-ph nucl-th
The role of the elemental nature of A=3 nuclei in neutron-rich nuclei
把三核子系统作为基本粒子模型中的基本实体来处理的思想作为一种有效场论，成功地解释了核中的弱电荷变化过程。结果表明，该方法的计算结果与用二体和三体力的核微观模型计算结果一样好。通过对丰中子核原子核结构的研究，我们将这一概念推广到研究$A=3$核元素性质的有效性。通过将丰中子核视为主要由triton作为其构建块组成，我们提取了这些核的一个和两个triton分离能。计算已经在这里进行的相对论平均场（RMF）模型与最新的相互作用。明确的证据表明，新的壳层结构与新的幻核的明确预测。这些独特的预测已经被标准的单中子和双中子分离能量计算所巩固。这些核的每个核子的结合能图也证实了这些预测。我们对六个魔核：$_{\:\:8}^{24}{\rm O}_{16}$，$_{20}^{60}{\rm Ca}_{40}$，$_{\:\:35}^{105}{\rm Br}_{70}$，$_{\:\:41}^{123}{\rm Nb}_{82}$，$_{\:\:63}^{189}{\rm Eu}_{126}$和$_{\:\:92}^{276}{\rm U}_{184}$进行了明确的预测.
2018-08-02 nucl-th
Relativistic Equation of State of Nuclear Matter for Supernova and Neutron Star
利用相对论平均场理论，在宽密度、温度范围内，采用不同的质子分数，建立了适用于超新星模拟和中子星计算的核物质物态方程。我们首先建立了均匀核物质的状态方程。然后，我们用费米子近似来描述非均匀物质，其中重核与自由核子气体一起形成。我们讨论的结果自由能，压力和熵在广泛的天体物理学的兴趣。作为一个例子，我们将所得的状态方程应用于中子星的性质，通过使用奥本海默-勒夫方程。
1998-05-20 astro-ph nucl-th
Inner edge of neutron-star crust with SLy effective nucleon-nucleon interactions
利用Skyrme SLy有效N-N相互作用研究了处于完全热力学平衡的固体地壳（冷催化物质）与中子星液核之间的边界。从均匀$npe$物质不稳定性的阈值出发，得到了地壳内缘密度的近似值。地壳底层的计算是在可压缩液滴模型中进行的。球形核在能量上优于奇异核（圆柱体、板、管、气泡），直到地壳的内缘，密度为0.08 fm^{-3}。
2000-06-09 astro-ph nucl-th
Thermal properties of supernova matter: The bulk homogeneous phase
本文研究了Akmal、Pandharipande和Ravenhall的势模型状态方程的热性质。这个状态方程近似于Akmal和Pandharipande的微观模型计算，其特征是中性π介子凝聚。我们对待的大体积均匀相的同位旋不对称性范围从对称的核物质到纯中子物质和温度和密度相关的核心塌缩超新星，原中子星，和中子星合并的模拟。的状态变量的数值结果进行了比较与一个典型的Skyrme能量密度功能具有类似的性质，在核密度，但在超核密度有很大的不同。解析公式，这是适用于非相对论性的潜在的模型，如我们正在考虑的状态方程，推导出所有的状态变量和它们的热力学导数。我们的工作的一个亮点是它的重点是热响应函数的退化和非退化的情况下，允许检查的数值计算任意退化。这些功能是敏感的中子和质子的密度依赖的有效质量，这决定了在所有制度的简并的热性能。我们发展了“热不对称自由能”，并建立了它与更常用的核对称能的关系。我们还探讨了超核密度和温度下的π凝聚体的作用。作为重子密度、组成（即，质子分数）和温度，它们适用于超新星和中子星的天体物理模拟。
2014-02-25 astro-ph.SR nucl-th
Nuclear symmetry energy: from nuclear extremes to neutron-star matter
从核到中子星的外推取决于核束缚公式中的对称项。该术语描述了与中子-质子（np）不平衡相关的结合减少。遗憾的是，文献中的约束公式通常缺乏关于对称项的内在一致性。我们的基本考虑确定了该术语的普遍宏观极限，并预测了由于核不对称皮肤的出现，它在轻核中的弱化。等压模拟状态的实验系统允许在对称项的宏观极限内确定体积和表面系数，而不考虑任何约束公式。接下来利用这些结果来限制对称能对核密度的依赖性，这对于中子星的预测至关重要。
2006-05-07 nucl-th
Spin-orbit and tensor interactions in homogeneous matter of nucleons: accuracy of modern many-body theories
我们研究了对称核物质和纯中子物质的能量每粒子使用现实的核子-核子势具有非中心张量和自旋-轨道组件，高达三倍的经验核物质饱和密度，$ρ_0=0.16$ fm $^{-3}$。计算进行的框架内的Brueckner-Bethe-Goldstone（BBG）和相关基函数（CBF）形式主义，以确定的方法的准确性。BBG方法采用双洞线近似，并连续选择单粒子辅助势，CBF方法采用变分费米超网链/单算符链理论，并在二阶微扰展开水平上进行修正。能量，然后比较与可用的量子和变分蒙特卡罗结果在中子物质和BBG，三个孔-线图。对于中子物质和势没有自旋-轨道组件的所有方法，但微扰CBF，是在合理的协议高达$ρ\sim$ 3 $ρ_0$。在包含LS相互作用后，我们仍然发现$ρ_0$周围的协议，而它在更大的密度被破坏。自旋-轨道势使$ρ_0$中子物质的能量降低了$\sim$ 3- 4 MeV/核子。在对称核物质中，BBG和变分结果在$\sim$ 1.5 $ρ_0$范围内是一致的。超过这个密度，并与中子物质相比，我们发现良好的协议，只有潜在的自旋轨道组件。
2005-01-24 nucl-th
Neutron Stars and Quantum Billiards
在亚核密度下的均匀中子物质在形成不均匀性时变得不稳定。根据中子密度的平均值，人们可以观察到嵌入中子气体中的气泡、棒、管或板的外观。我们估计了这些中子物质相的基态能量的量子修正（可以称为壳修正或卡西米尔能量）。计算是通过评估Gutzwiller迹公式的状态密度的最短周期轨道的贡献。对中子物质基态能量的量子修正的大小与各相之间的能量差在同一数量级。
2000-08-21 astro-ph nlin.CD nucl-th
Chiral-Transport-Induced Collective Modes in Strong Magnetic Fields and Their Implications for Neutron Star Phenomenology
Keio University（庆应义塾大学）
研究手性粒子在磁化介质中诱导的集体模式及其对中子星现象学的影响，预测夸克物质中手磁波的产生及新的地震振荡和引力波。
2026-04-29 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Pairing: from atomic nuclei to neutron-star crusts
在能量密度泛函理论的统一框架下，利用广义Skyrme泛函和由均匀核物质多体计算得到的局部配对泛函，研究了原子核和中子星壳中的核配对.
2012-04-10 astro-ph.HE nucl-th
Critical properties of calibrated relativistic mean-field models for the transition to warm, non-homogeneous nuclear matter
在一组校准良好的状态方程的旋节线方法内，分析了过渡到温暖的，不对称的，非均匀的核物质的临界性质。结果表明，尽管不同的物态方程受到相同的实验、理论和观测数据的约束，并且对称核物质的性质在模型中是相似的，但是对于非常不对称的核物质，例如在中子星内部发现的核物质，不同的模型其性质有很大的不同。一些模型预测β平衡物质比对称核物质更大的跃迁密度。由于人们期望这样的性质对超新星或中子星合并的演化有明显的影响，因此应该更详细地了解这种不同的行为。
2021-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino Emission from Supernovae
超新星是MeV中微子最强大的宇宙源。当一颗大质量恒星的演化因其核心坍缩为中子星或黑洞而终止时，这些基本粒子起着至关重要的作用，恒星爆炸成超新星。电子俘获大量产生的电子中微子的释放加速了灾难性的坍缩，并通过将质子转化为中子（中子星物质的主要成分），导致恒星等离子体逐渐中子化。各种中微子和反中微子的发射带走了致密残骸的引力结合能，并驱动它从热的初始状态演化到冷的最终状态。新形成的中子星周围的电子中微子和反中微子的吸收可以为超新星爆炸提供动力，并决定了最里面的超新星喷出物的条件，使它们成为铁族元素和反式铁核核合成的有趣场所。本章将讨论超新星核心和新生中子星中的基本中微子物理。这包括最相关的中微子生产，吸收和散射过程，中微子运输在稠密环境中的基本方面，特征中微子发射阶段与其典型的信号特征，以及连接到未来银河系超新星的中微子信号测量的观点。
2017-02-28 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Testing two-nucleon transfer reaction mechanism with elementary modes of excitation in exotic nuclei
结构和反应的核场论面临的观测中子晕滴线核，导致一种新的（共生）模式的核激发的预测，并在观察的虚拟效应的晕现象在显然非晕核$^7$锂。通过用外部（t，p）场干预虚拟过程，迫使这种效应变为真实的，该外部（t，p）场与关于绝对微分截面的精确预测能力相结合，揭示了由于晕基态相关的存在而导致的截面中的因子2的增加，并且对于再现所观察到的$d σ(^7$ Li（t，p）（$^9$ Li）/d $Ω$的值是必不可少的。
2015-09-30 nucl-th
Isospin Asymmetry in Nuclei, Neutron Stars, and Heavy-Ion Collisions
本文用核子物质的一系列势场理论模型研究了原子核和中子星中同位旋不对称性的作用。这些模型的参数是通过拟合均匀块体物质和闭壳层核的性质来确定的。我们讨论并揭示了重核中的中子皮厚度、密度为0.1 fm的β平衡物质的压力（$^{-3}$）以及中等质量中子星的半径之间相关性的原因。总结了对称能对重离子碰撞中观测量的影响。
2005-05-23 nucl-th
Energy per particle of nuclear and neutron matter from subleading chiral three-nucleon interactions
我们从次领导贡献的手征三核子相互作用[发表在物理。修订版~ C77，064004（2008）和Phys.~修订版~ C84，054001（2011）]，它们对同位旋对称核物质和纯中子物质的每粒子能量的一阶贡献。对于各种短程和长程的条款，构成subleading手征3 N-力的相关封闭的3-环，2-环，1-环图进行评估。虽然3-环图由自旋迹消失，2-环图的结果可以用费米动量与π质量之比的初等函数给出，但在大多数情况下，对于封闭的1-环图，结果是单参数积分。同样的处理适用于subsubleading手征三核子相互作用，因为这些已经建立到现在为止。
2021-01-27 nucl-th
Superfluid Pairing in Neutrons and Cold Atoms
超冷原子气体和低密度中子物质是独特的，因为它们表现出与费米能量相当的配对间隙，在这个意义上，费米能量分别是实验室和自然界中最大的。这种强配对制度，或BCS和BEC制度之间的交叉，需要非微扰处理。我们描述的量子蒙特卡罗结果有助于了解这些系统的属性，包括无限均匀的物质和被困的非均匀气体。
2012-04-12 cond-mat.quant-gas nucl-th
Hot and Dense Homogeneous Nucleonic Matter Constrained by Observations, Experiment, and Theory
我们构造了一类新的现象学状态方程用于模拟热的和稠密的物质在局部热力学平衡的均匀物质。我们构建了一个功能的形式，尊重在各种密度和温度制度的物质的性质的实验，观测和理论约束。我们的状态方程匹配（i）从核子-核子散射相移预期的维里系数，（ii）核质量和电荷半径的实验测量，（iii）中子星半径的观测，（iv）饱和密度附近中子物质状态方程的理论结果，和（v）饱和密度附近有限温度下状态方程演化的理论结果。我们的分析模型允许一个计算的基础上的核子核子相互作用的性质的不确定性的热力学量的变化。最后，我们进行了修正，以确保状态方程在所有密度，温度和电子分数下都是因果关系。
2018-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Strangeness Photoproduction on Quasifree Neutrons
基元反应$γN\rightarrow KY$中的奇异光生为研究1.7 GeV以上质量区的核子共振提供了可能性，在1.7 GeV以上的质量区，态的数目及其性质仍在争论中。这些反应可以允许第一个“完整”的实验在赝标介子光生由于更容易获得反冲偏振观测实验。除了测量质子靶外，对$I=1/2$电磁振幅进行完全的同位旋分解还需要从准自由中子靶获得的数据。这一贡献显示了在MAMI的A2实验中进行这种测量的可行性研究的第一个初步结果。
2015-10-06 hep-ex nucl-ex nucl-th
Role of the crust on the tidal deformability of a neutron star within a unified treatment of dense matter
Institute of Astronomy and Astrophysics, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天文学与天体物理研究所）；LUTH, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Université Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité（巴黎天文台宇宙论与天体物理学实验室，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，巴黎第七大学，索邦巴黎西岱大学）
本研究基于核能量密度泛函理论的统一物态方程BSk24，发现中子星壳层会显著降低低质量星的勒夫数$k_2$，且该效应主要源于半径增大而非物态方程，由此可仅用均匀物质物态方程估算实际中子星的$k_2$。
2020-01-29 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Pasta phases in neutron stars under strong magnetic fields
在目前的工作中，我们考虑在相对论平均场描述的框架内的强磁场的存在下，在中子星的地壳最内层的核物质。为了讨论状态方程对地壳结构的密度依赖性，考虑了两种对称能斜率不同的模型。用共存相方法描述了$β$平衡态中的非均匀物质，并讨论了包含反常磁矩的影响。五个不同的几何形状的面食结构被认为是。结果表明，强磁场引起中子星的内壳的扩展，与一个存在于零磁场的一个以上的一系列断开的非均匀物质区域的出现。此外，我们观察到，在这些不连续的区域中，对于某些值的磁场，所有五种不同的团簇几何形状发生，气体密度接近团簇密度。此外，中子星壳核过渡处的压力比零磁场下的压力大得多。强磁场存在的另一个显著影响是质子分数的增加，有利于质子在气体背景中的出现。
2022-02-11 astro-ph.HE nucl-th
Modern meson--exchange potential and superfluid neutron star crust matter
在这项工作中，我们研究中子星壳的性质，在那里的物质预计是由超流中子和相对论电子的均匀背景包围的核。原子核排列在库仑晶格中，人们相信这种晶格结构对中子星壳内中子物质的比热有很大影响。利用现代介子交换势的局部密度近似的框架下，我们计算的中子比热占各种形状的库仑晶格，从球形到非球形的核形状。我们发现，一个现实的核子-核子势导致显着增加的中子比热相对于假设一个均匀的中子分布。地壳的非球形相的增加最大。这些结果可能对年轻中子星的热历史产生影响。
1995-09-21 nucl-th
Exact canonically conjugate momenta approach to a one-dimensional neutron-proton system, I
引入集体变量，用第一种量子化语言对原子核表面振荡进行了集体描述，这与Sunakawa的玻色系统方法中的第二种量子化语言相反。它克服了传统核集体运动理论中存在的困难：集体动量与集体坐标不是精确的正则共轭，也不是独立的。与这种描述相反，友永首先给出了在一维费米系统中处理元激发的基本思想。砂川的费米系统的方法也有望很好地解决这样的问题。本文在$isospin$空间上定义了一个密度算符，并在友永的基础上引入了集体动量。本文提出了一种利用格拉斯曼变量计算一维中子-质子系统的$exact$正则动量方法。
2015-06-29 nucl-th
From nuclear structure to neutron stars
近年来，在核子-核子相互作用下的量子蒙特卡罗方法的研究取得了新的进展，成功地描述了轻核和丰中子物质的性质。作为示范，我们表明，12 C的电荷形状因子的理论计算和实验数据之间的协议是极好的。将类似的方法应用于同位旋不对称系统，可以描述中子被限制在外部势和均匀的富中子物质中。特别令人感兴趣的是核对称能，即产生同位旋不对称的能量成本。将这些进展与最近对中子星质量和半径的观测相结合，可以深入了解接近和高于饱和密度的富中子物质的状态方程。特别是，中子星半径的测量限制了对称能的导数。
2013-08-27 astro-ph.SR nucl-th
Neutron halos in heavy nuclei -- relativistic mean field approach
本文假定原子核是一个简单的球相对论平均场模型，计算了反质子原子系统中反质子-中子湮灭宽度（$Γ_n$）和反质子-质子湮灭宽度（$Γ_p$）。这使我们能够确定晕圈因子$f$，然后在CERN最近对LEAR实用程序进行测量获得的实验数据的背景下进行讨论。本文还引入了另一个表征平均核密度比与相应的均匀密度比的偏差的量。结果表明，它也是一个很好的指示中子晕。结果进行了比较，实验数据以及简单的液滴模型的核密度的数据。还讨论了核密度尾的单粒子结构。
1996-02-29 nucl-th
Nuclear matter in the crust of neutron stars
考虑到包含对关联的自洽Skyrme Hartree-Fock方法，研究了非均匀核物质的性质.为了比较，我们还考虑了相对论平均场方法。用立方Wigner-Seitz盒描述非均匀无限物质，使其平滑过渡到均匀核物质的极限。可能存在的各种结构在所谓的面食相内的这种自洽的方法进行了研究，并进行了比较，内得到的结果的Escheras-Fermi近似。的质子丰度和配对属性的结果进行了讨论的密度，获得集群现象。
2007-04-16 nucl-th
Dynamical properties of the crust of neutron stars derived from realistic NN interactions
对于可能出现在中子星壳层中的非均匀核物质，计算了中微子在带电和中性流反应中的平均自由程。相关的截面取决于费米和Gamow-Teller强度分布，这是从大规模壳模型计算的自洽Skyrme-Hartree-Fock方法和相对论平均场模型。不均匀的核物质的立方Wigner-Seitz细胞，它允许在所谓的面食阶段的核配置的结构的微观描述，并提供了一个平滑的过渡到均匀的物质的限制。考虑了pasta相、微观结构和几何形状对中微子传播的影响。
2009-10-15 nucl-th
Entrainment effects in neutron-proton mixtures within the nuclear-energy density functional theory. I. Low-temperature limit
在自洽核能-密度泛函理论框架下研究了冷中子-质子混合物中的相互卷吸效应。直接从含时的Hartree-Fock方程导出了质量流的精确表达式，对均匀和非均匀系统都有效。与费米液体表达式的等价性也被证明。专注于中子星的核心，一个方便和简单的分析配方的夹带矩阵的等矢量有效质量方面被发现，从而允许有关夹带现象在中子星等矢量巨偶极共振在有限的核。与不同的泛函得到的结果。其中包括最近计算出的中子星的统一状态方程所对应的M-M泛函。
2021-02-04 astro-ph.HE nucl-th
Neutron star cooling with medium-modified Urca rates
Institute of Modern Physics, Key Laboratory of Nuclear Physics and Ion-Beam Application, MOE, Fudan University（复旦大学现代物理研究所）；Physics Department, University of Geosciences（中国地质大学物理系）；Shanghai Research Center for Theoretical Nuclear Physics, NSFC, Fudan University（复旦大学上海理论核物理研究中心）；INFN Sezione di Catania, Dipartimento di Fisica, Universitá di Catania（意大利国家核物理研究院卡塔尼亚分部卡塔尼亚大学物理系）
本研究通过分析孤立中子星冷却数据，发现快速直接 Urca 冷却受质子超流调节且阈值低于典型质量，而修正 Urca 速率的中等介质效应不显著，$nn$ 轫致辐射起主导作用。
2026-11-05 astro-ph.HE nucl-th
From the crust to the core of Neutron Stars on a microscopic basis
在微观方法中，中子星的结构通常通过基于多体理论的适当状态方程模拟内核的均匀核物质，并通过基于更唯象方法的泛函模拟地壳来研究。本文首次计算了中子星的整体结构，对核采用Brueckner-Hartree-Fock理论导出的状态方程，对壳层（包括pasta相）采用基于同一状态方程的能量密度泛函，它能精确地描述整个质量表中原子核的结合能。与其他方法的比较进行了讨论。特别强调了地壳状态方程对中子星半径的相关性。
2014-05-27 astro-ph.SR nucl-th
Phase separation in low-density neutron matter
几十年来，人们对低密度中子物质进行了广泛研究，以期更好地了解中子星壳和富中子核的性质。中子物质是实验无法控制的，但在过去的十年里，已经有可能在接近低密度中子物质的状态下创造出费米超冷原子气体系统。在这两种情况下，配对是显着的，使简单的微扰方法不可能适用，并需要从头算微观模拟。原子实验也探测了极化物质。在这项工作中，我们研究人口不平衡的中子物质（可能与磁星和原子核的密度泛函有关）到达最低的能量配置。对于小到中等的相对分数的系统原来是完全正常的，而超出临界极化，我们发现部分极化正常的中子气体和平衡的超流气体之间的相共存。与冷原子一样，均匀极化超流体接近稳定，但在相分离方面不稳定。我们还研究了临界极化对密度的依赖关系。
2012-01-17 cond-mat.quant-gas nucl-th
Unified description of neutron superfluidity in the neutron-star crust with analogy to anisotropic multi-band BCS superconductors
传统上研究中子星内壳的中子超流性时，考虑的是均匀的中子物质或球形Wigner-Seitz盒中的少量核子。与最近发现的多带超导体相类比，我们求解了各向异性多带BCS带隙方程和Bloch边界条件，从而提供了一个统一的描述，同时考虑到自由中子和核团簇。我们用Hartree-Fock-Bogoliubov核质量模型HFB-16的有效相互作用进行了计算。我们已经发现，即使存在的不均匀性降低了中子配对间隙，减少是远远低于以前的计算预测使用维格纳-塞茨近似。我们研究了超流性随温度升高而消失的现象。作为应用，我们计算了中子比热，这是模拟新生中子星热演化的重要组成部分。这一工作为中子星壳中超流性的实际计算提供了一个新的方案。
2010-02-19 astro-ph.HE cond-mat.supr-con nucl-th
Elasticity of neutron star mantle: improved compressible liquid drop model for cylindrical phases
本研究针对中子星地幔圆柱相的弹性问题，在可压缩液滴模型框架下考虑横向剪切对核团簇形状的改变，解析推导得到更准确的横向剪切模量表达式，可为天体物理研究提供理论支持。
2023-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Dense Matter and Neutron Stars: Some Basic Notions
稠密物质的许多性质可以用简单的物理论证来半定量地理解。我们从中子星的外层开始，考虑发生压力电离的密度、电子变为相对论性的密度、中子从核中滴出的密度以及致密物质中平衡核的大小。随后，我们对待所谓的“面食”阶段，预计发生在密度略低于从地壳到液核的中子星发生的过渡的密度。然后，我们考虑在致密物质的超流性方面。给出了均匀核物质中对能隙的估计，并描述了稠密介质对核子间相互作用的影响。最后，我们转向中子星地壳中的超流性，特别是中子超流密度，这是某些中子星自转速率突然加速理论中的一个重要量。
2019-12-26 astro-ph.HE cond-mat.other nucl-th
