Adiabatic Index of Dense Matter and Damping of Neutron Star Pulsations
本文研究了中子星核中各种物理条件下稠密物质扰动的绝热指数γ_1。本文分析了γ_1与物质组成（特别是超子的存在）、恒星脉动幅度和重子超流性的关系。在不同的组成，温度和脉动振幅的恒星脉动阻尼的时间尺度估计。中子星核心的体积粘度对脉动的阻尼可以防止恒星的脉动相对振幅>（1-15）%（取决于物质的组成）。
2002-08-03 astro-ph
Apparent radii of neutron stars and equation of state of dense matter
中子星的表观辐射半径R_ \infty与星的引力质量的关系与史瓦西度规中的标准坐标半径R的关系完全不同。我们证明了，对于一组广泛的稠密物质状态方程，对于最大允许质量的组态，R_ \infty（M_max）非常接近于固定M时R_ \infty的绝对下界，这是由R_ \infty的定义引起的.在给定M时，对应于符合广义相对论和条件v_sound<c的中子星最大紧度（最小R）的R_infty值仅比这个绝对下限高0.6%。对R_ \infty的理论预测与现有的中子星视半径的观测估计进行了比较。
2001-11-12 astro-ph
Constraints on the equation of state of ultra-dense matter from observations of neutron stars
我讨论的约束条件的状态方程的物质在超核密度，可以来自观测中子星。我专注于最近的工作船帆座X-1，这很可能是大大超过规范的1.4太阳质量，并提供了“孤立”或“热发射”中子星的前景。我重新分析了孤立的最亮的中子星RX J1856.5-3754的LETG观测结果，发现光谱显示，与迄今为止观察到的所有其他中子星不同，在39埃附近有一个显著的吸收特征。
2001-10-15 astro-ph
High Frequency QPOs in Neutron Stars and Black Holes: Probing Dense Matter and Strong Gravitational Fields
在许多中子星和黑洞的X射线辐射中发现了准周期振荡。频率大于300赫兹的QPO被认为产生于中子星表面和黑洞的事件视界附近。首先总结了中子星和黑洞系统中QPO的一些重要性质。然后，我回顾了一些已经提出的模型，并将它们与观测数据进行比较。最后，我描述了这些QPO如何可以用来确定致密物质和强引力场的性质。
2007-04-30 astro-ph
Hypernuclear Physics for Neutron Stars
超核物理学在中子星物理学中的作用被描绘出来。致密物质中的超核势控制着致密中子星物质的超子组成。核子和超子的三体相互作用决定了中子星状态方程的刚度，从而决定了中子星的最大质量。两体超子-核子和超子-超子相互作用产生超子配对，通过直接超子URCA过程指数抑制中子星的冷却。由于旋转中子星的r模不稳定性，在致密中子星物质中与超子的非介子弱反应控制着引力波的发射。
2008-01-24 astro-ph
Transport properties and neutrino emissivity of dense neutron-star matter with localized protons
正如Kutschera和W{ó}jcik所指出的，极低的质子浓度加上中子-质子有效相互作用的特定密度依赖性，可能导致"质子杂质“在密度超过正常核物质密度四倍的中子介质中的局部化。假设质子杂质的随机分布，我们研究了致密中子星核中质子输运过程的局部化后果。用变分法求解了有关电荷、热量和动量输运的动力学方程。质子的局域化从输运系数中去除了T^{-2}因子，这导致在较低温度下，与质子形成费米液体的标准情况相比，中子星物质的热导率、电导率和剪切粘度大幅降低。由于质子的局域化，许多传统的中微子发射过程（包括改进的URCA过程）在中子星核中变得不稳定。另一方面，由于电子和中子被（定域的）质子散射而导致的中微子-反中微子对韧致辐射的能量损失率将具有特定的T^6依赖性，与标准情况相比，这可能会改变中子星核心的冷却。讨论了质子局域化对中子星演化和动力学的可能天体物理意义。
1999-06-18 astro-ph
A unified equation of state of dense matter and neutron star structure
计算了一个同时描述中子星壳和液核的中子星物质状态方程。它基于Skyrme型的有效核相互作用SLy，特别适合于计算非常富中子物质的性质（Chabanat等，1997，1998）。在T=0近似下，并在基态成分的假设下，计算了地壳的结构及其状态方程。壳核相变是一个非常弱的一级相变，相对密度跃变约为1%。假设（最小）n-p-e-mu组成计算液核的EOS。计算了静态中子星的参数，并与现有的中子星观测数据进行了比较。静态中子星的最小和最大质量分别为0.094 M太阳和2.05 M太阳。简要讨论了自转对中子星最小和最大质量的影响。
2001-11-12 astro-ph
Neutrino Emission from Dense Matter, and Neutron Star Thermal Evolution
本文简要回顾了稠密物质中中微子发射过程的研究进展，特别强调了最近的研究进展。其中包括核子和超子的直接Urca过程，这可能会导致恒星核心在没有奇异物质的情况下快速能量损失，以及能带结构对地壳中电子的中微子韧致辐射的影响，这导致该过程的能量损失比之前估计的要低得多。
1995-02-04 astro-ph
Fast rotation of neutron stars and equation of state of dense matter
致密恒星的快速自转（亚毫秒周期），特别是它们的稳定性，对致密物质的状态方程（EOS）很敏感。最近对XTE J1739-285的观测表明，它包含一颗以1122赫兹旋转的中子星（Kaaret et al. 2007）。在这样的旋转频率下，旋转对恒星结构的影响是显著的。本文研究了亚毫秒脉冲星的快速自转、物态方程和引力质量的相互作用。我们讨论的EOS依赖的自旋到亚毫秒的周期，通过从磁盘中的低质量X射线双星的质量吸积。
2008-05-13 astro-ph
Neutrino synchrotron emission from dense magnetized electron gas of neutron stars
研究了强磁场中相对论简并电子对中微子对的同步辐射。特别注意的情况下，其中占主导地位的贡献来自一个或几个最低的回旋谐波。计算使用精确的量子形式主义和准经典的方法。简单的分析适合中微子同步辐射率的磁化，简并和相对论性的电子气提供的电子填充无论是许多朗道水平或地面水平单独的域中获得。讨论了冷却中子星内部中微子同步辐射能量损失的意义。
1997-08-20 astro-ph
Oscillations During Thermonuclear X-ray Bursts: A New Probe of Neutron Stars
用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对低质量X射线双星（LMXB）中子星热核（I型）X射线爆发的观测揭示了频率在300 - 600 Hz范围内的大振幅、高相干X射线亮度振荡。大量的光谱和时间证据表明，X射线爆发通量的旋转调制是这些振荡的原因，它们很可能揭示了LMXB中中子星的自旋频率。在这里，我回顾了我们的知识，这些振荡的状态，并描述它们如何可以用来约束质量和半径的中子星，以及物理学的热核燃烧吸积中子星。
1999-11-19 astro-ph
Relativistic iron emission lines in neutron star low-mass X-ray binaries as probes of neutron star radii
利用朱雀号对三个中子星低质量X射线双星（Ser X-1，4U 1820-30和GX 349+2）的观测，我们在这三个天体中都发现了宽的、不对称的相对论性Fe K发射线。这些铁K线可以很好地拟合线从相对论吸积盘（“diskline”）的模型，允许测量的吸积盘的内半径，因此上限的中子星半径。这些上限对应于14.5 - 16.5公里的1.4 M（太阳）中子星。我们用Fe K线测量的内盘半径与在4U 1820-30和GX 349+2中观察到的kHz QPO所暗示的内盘半径非常一致，支持kHz QPO的内盘性质。此外，在这些中子星中观察到的铁K线比那些被认为接近最大自旋的黑洞中的铁K线窄，正如人们所期望的那样，如果自旋的推论是可靠的。
2007-10-26 astro-ph
Self-similar pressure oscillations in neutron star envelopes as probes of neutron star structure
我们研究了位于中子星包层中的高多极l ~ 100 - 1000和高频率（~100 kHz）的声振荡的本征模。我们证明了振荡问题是自相似的。一旦计算出包层中给定状态方程（EOS）和给定恒星质量M和半径R的振荡谱，它就可以重新标度到具有任何M和R的恒星（但包层中的EOS相同）。当l>300时，模可细分为外模和内模。外模主要局限于外包络中。内模主要集中在中子滴点附近，这与中子滴点后物态方程的软化有关。我们计算了冷催化和吸积物质的振荡谱，并表明内模的谱有本质的不同。高频压力模的探测和识别将使人们能够推断M和R，并确定包层（吸积或基态）中的状态方程，从而为探索中子星的主要参数和内部结构提供一种新的简单方法。
2005-12-08 astro-ph
Modeling Dense Stellar Systems
黑洞和中子星是物质的极端形式，在地球上的实验室里是无法创造出来的。相反，我们必须观察和分析宇宙中正在进行的实验。对黑洞和中子星最有说服力的观测来自于致密的恒星系统，在那里恒星彼此挤得足够近，可以进行频繁的相互作用。正是黑洞、中子星和其他物体在稠密环境中的相互作用，使我们能够通过与模拟的比较，利用观测得出关于这些极端形式物质性质的坚定结论。通过计算机模拟稠密恒星系统的建模艺术形成了本次审查的主要议题。
2007-07-29 astro-ph
Ultra-Dense Neutron Star Matter, Strange Quark Stars, and the Nuclear Equation of State
中子星的中心密度远高于原子核的密度，它所包含的物质是宇宙中发现的一种致密形式。取决于中子星核心所达到的密度，它们可能包含在太空中其他地方找不到的外来物质的稳定相。本文简要概述了预测存在于中子星内部深处的超致密物质的相，并讨论了与这种物质相关的状态方程。
2006-06-05 astro-ph nucl-th
Future Probes of the Neutron Star Equation of State Using X-ray Bursts
利用美国宇航局的罗西X射线定时探测器（RXTE）进行的观测发现了12个低质量X射线双星（LMXB）热核X射线爆发期间的快速（200 - 600 Hz）、相干X射线强度振荡（以下简称“爆发振荡”）。毫无疑问，这些振荡是由来自中子星表面的热核爆发通量的自旋调制引起的。在RXTE揭示的新的计时现象中，爆发振荡可能是最好理解的，因为它们的许多属性可以在这个相对简单的模型框架内解释。正因为如此，爆发振荡的详细建模可以是中子星结构的一个非常强大的探测器，因此超核密度物质的状态方程（EOS）。这些新发现激发了许多关于中子星热核燃烧和传播的新理论工作，因此，在不久的将来，认为燃烧中子星随时间变化的通量的详细物理模型将可用于与未来大收集面积X射线定时天文台观测到的脉冲轮廓进行比较是合理的。此外，最近的高分辨率爆发光谱与XMM/牛顿表明存在红移的吸收线从中子星表面在爆发。这为大面积、高光谱分辨率的X射线爆发测量作为中子星结构的精确探测提供了可能。在这项工作中，我将探讨的精度与中子星结构的限制，因此致密物质状态方程，可以与这些计划的实施。
2004-01-22 astro-ph
Multiwavelength observations of isolated neutron stars as a tool to probe the properties of their surfaces
我们表明，基于中子星大气模型的孤立中子星的多波长观测分析不仅可以用来评估中子星的有效温度，而且还可以确定其表面的化学成分。为了演示如何将这种新方法应用于特定的天体，我们选择了古老的孤立的中子星候选者RXJ 1856.5 -3754，其软X射线辐射最近已被Walter等人（1996）研究。我们用不同化学成分的中子星大气模型拟合了该天体的软X射线谱，并利用这些拟合计算了宽波长范围内的源谱。特别是，我们表明，从这个对象预期的光/紫外线通量极大地依赖于其表面的组成。特别是，被氢覆盖的中子星会比表面为铁的中子星亮5-6个星等。该物体也应该可以用$EUVE$观测到;预计铁表面的EUV通量几乎是氢表面的两倍。因此，对该天体的多波长观测将使人们能够第一次检查中子星表面的化学成分。所提出的方法可以应用于附近其他孤立的中子星。
1996-09-16 astro-ph
General-relativistic constraints on the equation of state of dense matter implied by kilohertz quasi-periodic oscillations in neutron-star X-ray binaries
如果观测到的几个中子星低质量X射线双星（LMXB）的X射线通量的毫秒变化在发现时现存的广义相对论框架（Kluzniak，Michelson \& Wagoner 1990）内进行解释，则可以对状态方程（e.o.s.）物质的超核密度。在Sco X-1和4U 1728-34等不同的源中观测到的准周期振荡的最大频率（1.14 +- 0.01 kHz）意味着这些LMXB中的中子星质量是M > 1.9 M_solar，因此许多状态方程将被排除在外。e.o.s.是极少数仍然可行的状态方程之一的Phandaripande和Smith（1975），以及e.o.s. AV14 + UVII，Wiringa，Fiks \& Fabrocini（1988）。
1997-12-18 astro-ph
Rearrangement of the Fermi Surface of Dense Neutron Matter and Direct Urca Cooling of Neutron Stars
提出了在中子星的量子流体内部的一部分中可能发生单粒子自由度的重排。这种重排与自旋-同位旋集体模式的明显软化有关，在密度增加的情况下，这种软化导致π介子凝聚。基于多体理论基本关系的论证和估计表明，这一现象的一种实现可能会通过直接显示$T^5$温度依赖性的厄卡过程产生非常快速的恒星冷却。
2000-03-13 astro-ph nucl-th
Constraining the equation of state of supra-nuclear dense matter from XMM-Newton observations of neutron stars in globular clusters
我们报告的详细建模的X射线光谱的三个可能的中子星。用XMM-牛顿观测到的中子星是在球状星团中的三个静止X射线双星中发现的：欧米茄Cen，M 13和NGC 2808。无论它们是以非常低的速率吸积还是从吸积加热的核心辐射能量，它们的X射线光谱都被认为是氢大气的X射线光谱。我们使用和比较公开的氢大气模型，恒定和变化的表面重力约束的质量和半径的中子星。由于XMM-牛顿的高吞吐量，以及这些星团的精确距离，使用最新的科学分析软件版本和XMM-牛顿EPIC相机的校准，我们得出了迄今为止从这些系统获得的中子星的质量和半径的最严格的约束。模型的比较表明，以前使用的氢大气模型（假设恒定的表面重力）往往低估了质量和高估了中子星的半径。我们的数据限制允许的状态方程，那些涉及正常的核子物质和一个可能的奇怪的夸克物质模型，从而约束半径为8公里，质量高达2.4 M $_\odot$。
2007-08-28 astro-ph
Phases of dense matter in neutron stars
本文讨论了最近提出的致密核物质的状态方程，并讨论了中子星中可能出现的相变，如π介子、K介子和超子凝聚、超流性和夸克物质。具体来说，我们处理核到夸克物质的相变，可能的混合相及其结构。给出了一些有和没有相变的旋转中子星的数值计算，并与观测到的质量、半径、温度和毛刺进行了比较。
1999-02-15 astro-ph hep-ph nucl-th
NEUTRON STARS: PROBES FOR HIGH DENSITY BARYON PAIRING
一般来说，我们考虑孤立中子星的早期热演化，即，在超新星爆炸后的第一个$10^5$年，当冷却是由核心的中微子发射驱动时。结果表明，如果发生快中微子发射，表面温度实际上是由核心重子成为超流的临界温度$T_c$决定的，而几乎没有其他的东西。特别是，对实际中微子发射过程的依赖性非常弱。换句话说，快中微子冷却中子星是宇宙中最高的$T_c$超流体（超导体）的温度计。简要介绍了观测数据。
1995-01-19 astro-ph nucl-th
Neutron star interiors and the equation of state of ultra-dense matter
最近我们对夸克物质的理解有了很大的进展，最重要的发现是，如果这种物质存在于中子星的核中，它应该处于彩色超导状态。本文探讨了超导夸克物质对性质的影响（例如，质量，半径，表面引力，光子发射）。
2006-12-05 astro-ph hep-ph nucl-th
The Upper Limit of Magnetic Field Strength in Dense Stellar Hadronic Matter
结果表明，在强磁化中子星中，存在磁场强度的上限，超过这个上限，中子星物质的中子和质子分量的自能性质就变得复杂了。结果，它们在强相互作用时间尺度内衰减。然而，在超强磁场的情况下，当第零朗道能级仅被质子占据时，系统再次变得稳定以抵抗强衰变。
2006-06-22 astro-ph nucl-th
Dense Stellar Matter and Structure of Neutron Stars
在概述了中子星的历史和概念之后，我将在我的讲座的第一部分介绍一组有代表性的超致密中子星物质状态方程模型，它们解释了关于这种物质未知行为的各种物理可能性。第二部分是关于静态和快速旋转的中子星模型的建立，以及对这类天体冷却行为的研究。两者都是在爱因斯坦的广义相对论的框架内进行的。为此目的，将使用第一部分中推导出的状态方程的广泛模型集合作为输入。各种计算的中子星特性（例如，质量、半径、惯性矩、红移和蓝移、极限旋转周期、冷却行为）将与观测到的脉冲星数据进行比较。最后，第三部分研究由绝对稳定的奇异夸克物质组成的恒星的性质。它们的性质与它们的非奇异对应物，即，中子星。
1996-09-09 astro-ph nucl-th
The Equation of State of Dense Matter : from Nuclear Collisions to Neutron Stars
致密物质的状态方程是研究致密天体和中能和相对能重离子反应的中心问题。我们在Brueckner-Hartree-Fock方法中导出了一个包含核子和超子的核EoS，并将其与夸克物质EoS结合起来。为此，我们采用了MIT袋模型，以及Nambu-Jona-Lasinio（NJL）和彩色电介质（CD）模型，并发现NS最大质量不大于1.7太阳质量。与现有数据的比较支持这样一种观点，即致密物质地球起始层在低密度时应该是软的，而在高密度时应该是相当硬的。
2007-07-27 astro-ph hep-ph nucl-th
Hyperon softening of the EOS of dense matter and the spin evolution of isolated neutron stars
研究了稠密物质状态方程的超子软化对孤立中子星自旋演化的影响。我们使用一个多域2-D代码的基础上的谱方法，并显示如何重要的精度求解静止运动方程的稳定性分析。对于某些恒星重子，超子软化导致角动量损失的自旋上升，表现为后弯现象，对于相当宽的恒星重子质量范围。我们表明，大段的演化轨迹表现出的惯性矩旋转频率平面的回弯行为，实际上是不稳定的，因此没有天体物理相关。我们还表明，在自旋角动量损失时期，一个孤立的中子星（例如，射电脉冲星）可以在不显著改变其自转周期的情况下损失相当大一部分初始角动量。我们还提出了简单的参数和标准，允许连接的质量半径关系和刚度和/或柔软性的核子和超子EOS的中子星核心的存在下，一个回弯时代。
2003-11-20 astro-ph gr-qc
Low Mass Neutron Stars and the Equation of State of Dense Matter
中子星半径提供了有用的信息，状态方程的中子丰富的物质。特别有趣的是状态方程（EOS）的密度依赖性。例如，在高密度下的状态方程的软化，其中压力上升比预期的慢，可能标志着过渡到一个奇异的阶段。然而，提取EOS的密度依赖性需要测量大范围质量的中子星的半径。一个"正常“的1.4太阳质量的中子星，其中心密度是核物质饱和密度的几倍。相比之下，低质量（0.5太阳质量）的中子星的中心密度接近核物质饱和密度，因此其半径提供了低密度状态方程的信息。不幸的是，低质量恒星很罕见，因为它们可能很难形成。相反，对原子核的核半径的精确测量可能包含类似的信息。事实上，我们发现208 Pb的中子半径和0.5太阳质量的中子星的半径之间存在很强的相关性。因此，这样一颗中子星的半径可以通过测量208 Pb的中子半径来推断。将这个值与一个1.4太阳质量的中子星的测量半径进行比较，应该可以提供迄今为止对状态方程密度依赖性的最强约束。
2002-11-06 astro-ph nucl-ex nucl-th
