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
Thermal conductivity and phase separation of the crust of accreting neutron stars
最近，人们测量了中子星在长时间爆发后的地壳冷却时间。这些观测结果对地壳的热导率$κ$非常敏感，强烈表明$κ$很大。我们进行分子动力学模拟的结构的外壳的吸积中子星使用复杂的组成，包括许多杂质。该组合物来自于快速质子捕获核合成的模拟，随后是电子捕获。我们发现杂质散射降低了热导率。此外，我们发现相分离。一些具有低原子序数$Z$的杂质集中在模拟体积的子区域中。对于我们的组成来说，固体地壳必须分成不同组成的区域。这可能会导致一个辐射引力波的四极形变的不对称恒星。地壳冷却的观测可以限制杂质浓度。
2009-01-15 astro-ph nucl-th
The outer crust of non-accreting cold neutron stars
利用现代核数据和理论质量表，特别是对Baym，Pethick和Sutherland的经典工作进行了更新，研究了非吸积冷中子星的外壳性质.实验数据从原子质量表从奥迪，Wapstra，和Thibault的2003年和许多现代理论核模型，相对论和非相对论的，进行了彻底的比较第一次。此外，对影响和变形进行了研究。比较了现有的理论核质量表，比较了它们在非吸积冷中子星的中子滴线、魔中子数、状态方程和富中子核到滴线的顺序等方面的差异。
2006-02-01 astro-ph nucl-th
Joule heating in high magnetic field pulsars
我们研究了年轻中子星地壳层的焦耳加热效率。结果表明，磁场的耗散在地壳中是高度不均匀的，在相对低密度层中耗散得更快。在年轻的中子星中，地壳中的焦耳加热速率可以超过非磁星的标准光度，甚至可以与磁星的光度相媲美。计算结果与现有的观测资料进行了比较。我们认为地壳场模型可以很好地解释年轻中子星的表面温度和磁场数据。
2008-04-01 astro-ph
Phase separation in the crust of accreting neutron stars
核合成，在吸积的中子星表面，产生一系列的化学元素。我们进行结晶的分子动力学模拟，看看这种复杂的成分如何形成新的中子星地壳。我们发现了化学分离，与固体地壳相比，液态海洋相大大富含低原子序数元素。这种相分离会改变地壳的许多性质，如热导率和剪切模量。碳的浓度，如果存在的话，在海洋中是富集的。这可能允许碳的不稳定热核燃烧，并有助于解释被称为超级爆发的高能爆炸的点燃。
2007-05-11 astro-ph cond-mat.stat-mech nucl-th
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
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
Testing consistency of deconfinement heating of strange stars in superbursters and soft X-ray transients
超级爆发和软X射线瞬变都探测致密星地壳的热结构，对地壳深部加热过程敏感。最近的研究表明，在一颗奇异恒星中，物质从地壳向核的转移可以通过解除禁闭来加热地壳，并点燃超爆发，前提是满足奇异夸克物质状态方程的某些约束。软X射线瞬态在一个简单的参数化模型，假设他们的静态发射是以相同的方式供电，推导出相应的约束条件，并讨论了瞬态系统中的这种加热机制的时间依赖性。
2006-12-29 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
Impact of the symmetry energy on the outer crust of non-accreting neutron stars
利用精确的核质量表计算了非吸积中子星外壳的成分和状态方程。本研究的主要目的是了解对称能对外地壳结构的影响。首先，我们建立了一个简单的“玩具模型”来说明电子密度和对称能之间的竞争。然后，现实的质量表被用来表明，具有刚性对称能的模型--那些为重核产生大的中子皮的模型--预测了一系列比软核更富中子的核。这个结果可以用一种相关性的形式来表述：208 Pb的中子皮越大，外壳的成分就越奇特。
2008-05-16 astro-ph gr-qc nucl-ex
Fusion of neutron rich oxygen isotopes in the crust of accreting neutron stars
在吸积中子星的地壳中，聚变反应是一个重要的热源，而这些反应发生的深度对于确定恒星的温度分布很重要。聚变反应强烈地依赖于核电荷$Z$。具有$Z\le 6$的原子核可以在液体海洋中以低密度融合。然而，Z=8或10的原子核可能不会燃烧，直到更高的密度，其中地壳是固体，电子捕获使原子核富含中子。本文计算了丰中子核$^{24}$ O + $^{24}$ O和$^{28}$ Ne + $^{28}$ Ne两种反应的$S$因子。我们使用一个简单的势垒穿透模型。$S$因子可通过涉及富中子皮肤的动力学效应进一步增强。$S$中这种可能的增强作用应在实验室中用富中子放射性核束进行研究。我们用分子动力学模拟来模拟地壳的结构。我们发现，吸积中子星的地壳可能含有微晶或相分离区。然而，我们确定的热核反应速率增强的筛选因子对这些特征不敏感。最后，我们计算了$^{24}$ O + $^{24}$ O的热核聚变速率，发现$^{24}$ O应该在$10^{11}$ g/cm $^3$附近燃烧.从这个和类似的反应中释放的能量可能对恒星的温度分布很重要。
2008-04-07 astro-ph nucl-th
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 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
Heating in the Accreted Neutron Star Ocean: Implications for Superburst Ignition
本文对超爆发中子星地壳的热结构进行了自洽计算。特别是，我们遵循核合成的演化的吸积流体元素从其沉积到大气中的深度，电子费米能量为20兆电子伏。我们包括温度依赖的连续电子捕获率和现实的热中微子发射从地壳和核心的热损失的来源。我们表明，与之前的计算相反，电子捕获到激发态和随后的γ发射显着减少了由于弱相互作用中微子引起的局部热损失。取决于初始组成，这些反应在密度< 10^{11} g/cc时释放的热量是先前获得的热量的10倍。这种加热降低了超级爆发的点火深度。特别是，它减少了Cumming等人注意到的不稳定的12 C点火所需的温度与观测一致的时间尺度和库珀对中微子发射导致的地壳温度降低之间的差异。
2007-06-08 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
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
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
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
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
Internal Conditions of Accreting White Dwarfs
我们解释了在吸积速率足够低的情况下，吸积白矮星（WD）内部深处压缩加热的物理过程，从而使积累的氢不稳定地燃烧并引发经典新星（CN）。在此极限下，WD核心温度（T_c）在吸积远小于WD质量的质量后达到平衡值（T_c，eq）。一旦达到这种平衡，来自包层内的压缩加热就离开表面。这种平衡产生有用的WD表面温度，吸积率和质量之间的关系，可以用来测量吸积率从观察到的WD有效温度，从而测试二元演化模型的激变变量。
2002-09-10 astro-ph
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
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
Coronal heating and emission mechanisms in AGN
在AGN中形成X射线光谱的流行模型假设盘的角动量耗散的大部分发生在携带少量吸积质量的热日冕中。在这里，我讨论的形成磁结构的吸积盘日冕，产生的浮力不稳定性的磁盘和加热的局部耀斑区域的典型的X射线发射温度。我还研究吸积盘冠和ADAF之间的类比，并讨论在这两个吸积模型的相关排放机制，以及如何观测的限制，可以让我们区分它们。
1999-12-10 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
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
Compressional Heating of Accreting White Dwarfs in CV's
近年来，人们在静止期观测到了几个矮新星（DN）系统，此时吸积速率较低，可以直接探测到WD光球。观察到WD在DN爆发后从高有效温度冷却到较低有效温度（T_eff），这被认为是WD内部深处的热状态的指示。Sion认为，这种静态亮度最可能的能量来源是WD内部的重力压缩，它使原本寒冷的WD恢复到更热的状态。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，适用于后转向CV（“TOADS”）。在这些温度下，核燃烧是不稳定<Mdot>的，因此我们在整个经典新星极限循环中，考虑了WD的周期性加热和冷却。除了自洽地找到作为循环期间的函数的T_eff的范围<Mdot>之外，我们还自洽地找到点火质量。将这些理论质量与观测到的喷射质量进行比较，将告诉我们CV中的WD质量是长期增加还是减少。我们关闭我们的结果进行比较，静态DN的积累的意见，并作出预测的颜色低<Mdot>CV的静止，适用于搜索微弱的CV在外地和银河系球状星团。
2001-12-12 astro-ph
The Inverse Compton Thermostat in Hot Plasmas Near Accreting Black Holes
吸积黑洞系统的硬X射线谱通常与温度为$\sim 100$ keV的热康普顿化模型很好地拟合。我们证明了为什么，在许多数量级的加热速率和种子光子供应，热等离子体辐射主要由逆康普顿散射，并找到平衡温度内的几个100千电子伏的因素。我们还确定定量的（宽）界的加热速率和种子光子供应，这种说法是正确的。等离子体的热平衡在这一制度服从两个简单的标度定律，一个涉及的产品的温度和光学深度的种子光子亮度等离子体加热速率$l_s/l_h$的比率，其他有关的光谱指数的输出功率定律$l_s/l_h$。因为$α$几乎独立于除$l_s/l_h$之外的一切，所以所观察到的幂律指数可用于估计$l_s/l_h$。在活动星系核和恒星黑洞中，用这种方法估计的平均值是$l_s/l_h \sim 0.1$。作为推论，$Θτ_T$必须是$\simeq 0.1$ -- 0.2，取决于等离子体几何形状。
1995-01-24 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
Joule Heating in Neutron Stars under Strong Gravitation
考虑到中子星壳内磁场耗散引起的焦耳加热是维持非常古老的中子星表面相对较高温度的有效机制，研究了广义相对论的作用。结果表明，虽然恒星强引力场产生的时空弯曲效应减缓了磁场的衰减速率，但时空弯曲对初始磁场位形和初始场强的改变，导致焦耳加热速率的增加。因此，时空曲率支持焦耳加热，以保持相对较高的表面温度，这与观测检测一致。
2000-06-23 astro-ph
Heating of a Star by Disk Accretion
我们研究了各种方式，其中磁盘吸积可以加热吸积星。这包括1）从盘表面发出的辐射被恒星表面拦截，2）直接穿过盘-星界面的辐射通量，以及3）从盘到恒星的热能平流。对于每一种情况，圆盘和恒星之间的边界层的物理特性对于确定恒星加热的数量至关重要。我们评估的重要性，上面列出的方法加热的恒星吸积前主序星和激变变量，使用最近的模型，在这些系统中的边界层。我们发现，拦截辐射往往是最重要的恒星加热源薄盘系统，如金牛座T星和高$\dot M$激变变量。我们认为，直接辐射通过盘星界面将是不重要的稳态系统。然而，它可能是重要的爆发系统，其中磁盘的温度上升和下降迅速。平流的热能进入恒星成为恒星加热的厚盘系统，如FU Orionis对象的主要来源。
1996-10-16 astro-ph
Evidence for Heating of Neutron Stars by Magnetic Field Decay
我们发现，中子星表面温度和磁场的偶极分量之间存在一个强烈的趋势，延伸到三个数量级的场大小，一个范围，包括磁星，无线电安静孤立的中子星，和许多普通的无线电双星。我们认为，这一趋势可以解释为在几万年的时间尺度在地壳中的电流衰减。我们估计的最低温度，一个NS与给定的磁场可以达到这种解释。
2007-01-15 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
Joule heating and the thermal evolution of old neutron stars
我们考虑了中子星壳内磁场耗散引起的焦耳热。这种机制在维持非常古老的中子星相对较高的表面温度方面可能是有效的。热演化计算表明，在演化晚期（$t \geq 10$ Myr），中子星的光度近似等于场耗散释放的能量，与大气模型无关。在该阶段，表面温度可以是$3 \times 10^{4} - 10^{5}$ K的量级。焦耳加热可以在极长的时间（$\geq 100$ Myr）内保持这种高温，与磁场的衰减时间相当。
1998-03-06 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
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
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
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
