Differential rotation of relativistic superfluid in neutron stars
它显示了如何建立一个数学优雅和完全相对论超流体模型，可以提供一个现实的近似（忽略由于地壳坚固性、磁场等引起的小的各向异性，但考虑到具有涡旋钉扎的区域）旋转中子星的全球结构，仅就两个独立运动的成分而言，其中一个代表差异旋转的中子超流体，而另一部分代表所有其他成分的组合，包括简并电子、地核中的超流质子和地壳中的离子，它们的电磁相互作用将倾向于将它们锁定在一起，处于近似刚性旋转的状态。提供了相关参数，如阻力系数和最大钉扎力的数量级估计。
1997-11-05 astro-ph gr-qc
Oscillations of General Relativistic Superfluid Neutron Stars
我们发展了一个广义相对论的形式，在广义相对论中，超流中子星关于静态（非旋转）位形的非径向振荡。这些恒星的物质含量，作为一级近似，可以用双流体模型来描述：一种流体是中子超流体，它被认为存在于成熟中子星的内核和内壳中;另一种流体是所有带电成分的聚集体。我们使用一个方程组，它控制着度量和物质变量的扰动，无论这两种流体的状态方程如何。明确包括夹带效应。我们还考虑到由普通流体组成的外包络。我们推导并实现的核心/信封接口的度量和物质变量的交界处的条件。我们调查如何的准正规模式的超流星的卷吸参数的变化的影响，并揭示了一系列避免各种模式之间的交叉。我们提供了一个证据，所有的模式的双流体星必须辐射引力。我们还讨论了未来超流星脉动的可探测性，并认为有可能使用引力波数据来约束超流中子星的参数。
2002-03-12 astro-ph gr-qc
Relativistic mechanics of neutron superfluid in (magneto) elastic star crust
在密度低于中子滴阈值时，一个纯弹性固体模型（如果需要，还包括一个冻结的磁场）可以提供对中子星壳的充分描述，但在更高的密度时，必须考虑到超流中子的独立运动电流穿透固体晶格。为了做到这一点，以前可用的类别的相对论弹性模型在这里结合了一个单独开发的类别的相对论超流模型在一个统一的治疗的基础上使用一个适当的拉格朗日主函数。以及纯变分类型的模型，其中的涡流与流体自由流动，这样的主函数也提供了一个相应的类别的非耗散模型，其中的涡流被钉扎到固体结构。
2006-08-19 astro-ph gr-qc
Superfluidity in relativistic neutron stars
这些笔记的目的是对中子星中的超流性作一个简要的回顾。经过简短的介绍，解释了为什么和如何超流预计在地壳和核心的中子星，后果的热演化和旋转动力学进行了讨论。第二部分概述了最近发展起来的在广义相对论框架下描述超流体或超导体流体力学的形式。作为应用，我们可以计算一个两分量相对论性中子星的振荡。
2000-08-10 astro-ph cond-mat.supr-con gr-qc
Phase Transition Between superfluid and Normal states of Neutrons in Neutron Stars--The Origin of Glitches of Pulsars
本文从中子星中3^P_2中子超流涡旋的磁偶极辐射加热中子星的机制出发，提出了一个描述正常中子费米流体和3^P_2中子超流涡旋之间的相变的中子相位振荡模型，其相变温度为T_{trans} =（5-6）\times 10^8 K.利用这个模型，我们可以对迄今为止观测到的大多数脉冲星毛刺现象给出定性的解释。
2005-01-07 astro-ph
Symmetry of the Neutron and Proton Superfluidity Effects in Cooling Neutron Stars
我们研究了中子和质子超流体对核心由核子和电子组成的中子星冷却的联合作用。我们考虑了中子星核中质子的单重态配对和中子的三重态配对。超流临界温度T_c与物质密度有关。本文研究了两种类型的中子对，它们的量子化轴上的库珀对总角动量分量不同（|m_J| =0或2）。我们的计算结果与孤立中子星的热辐射观测结果进行了比较。结果表明，这些观测结果可以用两类超流模型来解释：（1）强质子超流，其最大临界温度T_c^{max} > 4 \times 10 ^9 K，以及任何类型的弱中子超流（T_c^{max} < 2 \times 10^8 K）;（2）强中子超流性（与|m_J| =0配对）和弱质子超流性。这两种模型反映了中子和质子配对的临界温度互换的近似对称性。
2004-11-13 astro-ph
Temperature-dependent pulsations of superfluid neutron stars
我们研究了有限内部温度下超流中子星的径向振荡。为此，我们推广的相对论性超流流体动力学的描述的情况下，超流混合物。我们表明，在流体静力学和β平衡的中子星中，红移的温度梯度被中子超流性平滑（但不是质子超流性）。我们计算径向振荡模式的中子星假设“冻结”的核组成的脉动物质。在（0.1-1）T_cn（T_cn是中子超流性的临界温度）范围内，脉冲频率表现出强烈的温度依赖性。结合我们的研究结果与热演化，我们得到了显着的演变的脉动谱，与高效的库珀配对中微子发射，超流开始后20年。
2006-11-01 astro-ph
On the stability of precessing superfluid neutron stars
讨论了一种新的发生在成熟中子星内部的超流不稳定性，并对自由进动的中子星进行了讨论。这种短波长的不稳定性类似于超流氦中湍流形成的不稳定性。它的存在对我们对中子星岁差的理解提出了严重的问题，并使使用这种观测来限制中子星内部的尝试变得复杂。
2007-08-20 astro-ph
Probing neutron star superfluidity with gravitational-wave data
我们讨论的可能性，未来的引力波探测器可能能够检测到各种模式的老，冷中子星的振荡。我们认为，这样的检测将提供独特的见解超流体性质的中子星核心，也可能导致一个更好的理解脉冲星故障。我们的估计是基于一个探测器配置与几个窄带（低温）干涉仪作为一个“木琴”，这可能会导致在高频率的高灵敏度。我们还利用了我们对脉动超流中子星核动力学的最新进展。
2001-10-26 astro-ph gr-qc nucl-th
Cooling neutron stars and superfluidity in their interiors
本文研究了具有超流中子和质子的中子星核的超核密度物质的热容和中微子发射反应（直接和修正的Urca过程、核子-核子韧致辐射、核子的Cooper配对）。各种超流性类型进行了分析（单态配对和两种类型的三重态配对，没有和节点的差距在核子费米表面）。计算结果用于孤立中子星的冷却模拟。标准冷却和直接Urca过程增强的冷却都受到核子超流性的强烈影响。将孤立中子星的冷却理论与它们的热辐射观测结果进行比较，可能会对中子星核中中子和质子超流体的临界温度给出严格的限制。
1999-06-28 astro-ph
Cooling of neutron stars: effects of accreted envelopes, magnetic field and crustal superfluidity
本文简要回顾了近年来有关吸积包层、磁场和地壳超流性对中子星冷却作用的理论研究。这些效应对于缓慢冷却的低质量中子星尤其重要，因为在那里中微子发射的直接Urca过程是被禁止的。这些效应对于解释几颗孤立的中年中子星的观测结果是有用的。
2004-05-04 astro-ph
The Origin Magnetars: the role of anisotropic neutron superfluid of neutron stars
我们估计了中子星内部各向异性中子超流（$^3PF^2$）的总感生磁矩所引起的感生磁场的强度。中子星的感应磁场如下。$B^{(in)} = \fracη{T_7 - η}B^{(0)} ,\begin{array}{*{20}c}{} & {η=} \ \end{array}\frac{m(^3 P_2 )}{0.1m_{Sun}}R_{NS,6}^{- 3} $（$T_7$表示中子星的内部温度，单位为10 $^7$ K）。在中子星演化的后期，随着中子星温度的降低，感应磁场会逐渐增大。磁星可能出现在当$T_7 \to η$。$^3P^2$超流体的感应磁场上限为$3.35 \time 10^{14} η$。
2006-07-11 astro-ph
Observational evidence for superfluidity, and pinning, in the core of neutron stars
在一些射电望远镜中观测到的大速率的自旋下降，先前已经用中子星地壳超流体部分的长期自旋上升行为来解释。我们认为，建议的机制是不可行的，是不符合的基本要求的超流体自旋，除了其定量的数据不一致。因此，人们可以得出结论，第一次，中子超流体的存在和钉扎性质的中子星的核心是由现有的观测数据证明。
1999-11-11 astro-ph
Neutrino Emission from Superfluid Neutron-Star Cores: Various Types of Neutron Pairing
我们计算和提供分析拟合的因素，描述了减少的中微子发射率的修改Urca和核子核子韧致辐射过程中的中子和质子的超流性中子星核心。我们考虑质子的$^1$ S $_0$配对和中子的$^1$ S $_0$或$^3$ P $_2$配对。我们分析了两种类型的$^3$ P $_2$配对：常见的配对与零投影的中子对的量子化轴，$m_J=0$和配对与$|m_J|=2$，导致与节点的中子费米面的差距。结合新的数据，在文献中，我们充分描述中微子发射的核子从中子星的核心用于模拟冷却的超流中子星。
2002-04-19 astro-ph
Neutrino emission due to electron bremsstrahlung in superfluid neutron-star cores
研究了超流中子星核中$ee$和$ep$碰撞产生的电子韧致辐射的中微子能量发射率。在不太高的温度（$T \la 10^8$ K）下，如果中子和质子的超流性强烈抑制了其他所有涉及核子的中微子反应，那么由$ee$碰撞引起的中微子发射将是致密物质中占主导地位的中微子反应。得到了$ee$和$ep$中微子发射率的简单实用表达式。本文讨论了超流中子星核中各种中微子反应的效率，包括标准中微子能量损失和直接Urca过程增强的中微子能量损失。
1999-08-23 astro-ph
Bulk viscosity in superfluid neutron star cores. I. Direct Urca processes in npeμmatter
考虑到中子星核中核子的超流性，研究了由核子、电子和μ子直接Urca过程引起的中子星物质的体粘滞系数。考虑了核子的单态配对和三态配对（费米面上无超流能隙和有超流能隙）的情况。结果表明，超流性可以强烈地降低体相粘度。得到了超流折减因子的实用表达式。为了说明，体积粘度计算的两个模型的致密物质组成的中子，质子，电子和μ子。由于涉及电子的直接Urca反应，μ子的存在影响体积粘度，并由于涉及μ子的直接Urca反应产生额外的可比贡献。所得结果对研究超流核中子星振动阻尼有一定的参考价值。
2000-04-13 astro-ph
Standard and Enhanced Cooling of Neutron Stars with Superfluid Cores
计算了在中子和质子超流体存在下，标准中微子和增强中微子能量损失下中子星的冷却。本文考虑了超流性对由直接和修正的Urca过程以及核子-核子碰撞中的中微子韧致辐射产生的热容和中微子光度的影响。分析了由中子星的热辐射观测数据与标准中微子和增强中微子能量损失的理论冷却曲线的比较得到的中子和质子向超流态跃迁的临界温度$\tn$和$\tp$的约束条件。讨论了脉冲星Geminga的$\tn$和$\tp$的可能范围。
1996-08-07 astro-ph
Rapidly rotating superfluid neutron stars in Newtonian dynamics
考虑到两种超流体之间的旋转速度差的影响，我们提出了一种构造和检验包含两种超流体的快速旋转牛顿中子星模型的公式。我们假定中子星是由超流中子和超流质子与正常流电子的混合物组成的。为了描述这两种超流体的牛顿动力学，采用了所谓的双流体形式主义的牛顿版本。对于两种超流的角速度完全相同的快速旋转超流星，将自转速度差对平衡态结构的影响看作是一个小扰动。我们推导了由于两种超流体的旋转速度差而引起的快速旋转超流星扰动结构的基本方程。假设超流体服从Prix，Comer和Andersson提出的简单解析状态方程，我们得到了扰动的数值解，发现超流体的密度分布强烈依赖于解析状态方程中的参数$σ$，它表征了所谓的对称能.还发现，如果Prix et al.的解析状态方程，微扰可以用与状态方程参数无关的普适函数来表示。
2003-09-19 astro-ph
Damping of Neutron Star Shear Modes by Superfluid Friction
旋转固体中子星物质剪切振荡中超流涡的受迫运动产生模式阻尼。一个简单的模型的unpinning和repinning过程的描述，随之而来的能量衰减时间的数值计算。对于典型的异常X射线暴，这些时间是1秒或更长，但对于一般的射电暴，这些时间变得非常短。这里考虑的超流摩擦过程也可能对快速旋转中子星中r模的阻尼有重要意义。
2003-01-07 astro-ph
Bulk viscosity in superfluid neutron star cores. III. Effects of $Σ^-$ hyperons
考虑非平衡弱过程$n+n \rightleftharpoons p+Σ^-$，研究了含超子的中子星核的体粘滞系数。分析了中子星核内体粘滞系数的快速增长与新反应（改进的Urca过程、直接Urca过程、超子反应）的启动有关。本文认为重子超流性对体粘滞系数的抑制是十分重要的。
2001-11-15 astro-ph
Neutron Star Superfluidity, Dynamics and Precession
综述了中子星中子超流体和质子超导体的基本转动和磁性。详细讨论了中子超流体的旋进模式。我们强调，在有限的温度下，钉扎的超流涡不提供任何约束的进动。热激活可以克服任何钉扎能量，并且存在一个动力学稳定状态，在该状态下，超流以地壳和超流旋转速度矢量之间的小滞后角跟随地壳的进动。在这个小的滞后系统是远离临界条件unpinning，即使观察到的地壳进动可能需要一个大的角度之间的数字轴和地壳的旋转速度矢量。我们的结论是，如果长周期调制脉冲到达时间和脉冲形状观察到的脉冲星，如PSR B 1828 -11是由于进动的中子星，这并没有任何约束力的影响存在钉扎的磁通线或II型超导性的存在，在中子星。
2005-05-04 astro-ph
Superfluidity in Neutron Star Matter
综述了与中子星物理有关的核物质超流性。
2000-12-10 astro-ph nucl-th
Bulk viscosity in superfluid neutron star cores. II. Modified Urca processes in $npeμ$ matter
研究了由核子、电子和μ子的Urca过程引起的中子星核的体粘滞系数，分析了核子的单重态和三重态超流性对体粘滞系数的降低。结合我们以前关于直接Urca过程引起的体粘滞系数的研究结果，得到了超流中子星核中体粘滞系数的一个真实描述。在非超流物质中，随着密度的降低，关闭直接Urca过程会使体积粘度降低3-5个数量级。μ子的存在打开了由于μ子Urca过程的体粘滞的额外来源，并降低了电子直接Urca过程的阈值密度。超流性可能强烈地降低体粘滞性，从而影响中子星振动的衰减。
2001-03-19 astro-ph
A simple model of cooling neutron stars with superfluid cores: comparison with observations
在考虑核子库珀配对产生的中微子辐射的情况下，模拟了具有超流核的中子星的冷却过程。中子和质子超流体的临界温度$T_{cn}$和$T_{cp}$在NS堆芯上被假定为常数，并被视为自由参数。它们使用孤立NS（RX J 0822 -43，PSR 1055-52，1 E 1207-52，Vela，Geminga，PSR 0656+14，RX J 0002 +62）的表面温度$T_s$进行约束，通过用黑体光谱或氢大气模型对观测到的热辐射进行解释获得。
1999-03-06 astro-ph
Modelling the dynamics of superfluid neutron stars
在这个简短的总结中，我描述了我们最近在超流中子星动力学方面的工作。我审查结果的剪切粘度，超子体粘度，涡介导的相互摩擦和一般的多流体系统的建模。对于每一个问题，我提供了一组问题，需要解决的未来工作。
2006-10-06 astro-ph
Superconducting Superfluids in Neutron Stars
为了处理中子星壳层以下的层，采用一个包含三个独立运动组分的相对论模型是有用的，这三个组分分别代表超流中子、超流质子和简并带负电荷的轻子。甲Kalb拉蒙型配方在这里使用开发这样一个模型的具体目的的应用程序在半宏观水平的特征在于长度尺度是长的分离之间的高度本地化和密集的质子涡的Abrikosov型晶格进行的主要部分的磁通量，但这是短的中子涡之间的分离。
2000-10-05 astro-ph
Cooling of Neutron Stars: Two Types of Triplet Neutron Pairing
我们考虑冷却的中子星（NS）的超流核心组成的中子，质子和电子（假设单态配对的质子，和三态配对的中子）。我们主要研究了中子的（非标准）三重态配对，其中库珀对的总角动量在量子化轴上的$|m_J| = 2$投影。这种配对的特殊之处在于，它导致了中子超流性对主要中微子过程的发射率的幂律（非指数）降低。对于宽范围的中子临界温度$T_{cn}$，与$|m_J| = 2$超流性的NS的冷却是相同的与$m_J = 0$超流性的冷却，在大多数论文中考虑，或更快。具有密度相关临界温度$T_{cn}(ρ)$和$T_{cp}(ρ)$的NS的冷却可以通过具有NS核心上的某些有效临界温度$T_{cn}$和$T_{cp}$常数的NS的冷却来模拟。$|m_J| = 2$的强中子超流性假设与目前对NS热辐射的观测不一致，但任何类型的弱中子超流性假设与观测不矛盾。
2002-09-16 astro-ph
Superfluid Heat Conduction and the Cooling of Magnetized Neutron Stars
我们报道了一种新的中子星壳热传导机制。我们发现，集体模式的超流中子物质，称为超流声子（sPhs），可以影响热传导磁化中子星。当磁场$B \gsim 10^{13}$ G.在密度为$ρ\simeq 10^{12}-10^{14} $ g/cm $^3$时，由sPh引起的电导率显著大于由晶格声子引起的电导率，并且与温度为$\simeq 10^8$ K时的电子电导率相当。这种新的热传导模式可以限制高磁化中子星表面的各向异性。磁化中子星在有和没有超流热传导的情况下的冷却曲线可以显示出观测上明显的差异。
2008-07-29 astro-ph nucl-th
Superfluidity in neutron stars and cold atoms
我们讨论中子物质的超流性，特别注意诱导的相互作用和冷原子的普遍性质。
2006-11-22 astro-ph cond-mat.supr-con nucl-ex
Microscopic structure of a vortex line in superfluid neutron star matter
通过求解Bogoliubov-de Gennes方程，研究了超流中子星物质中孤立涡旋线的微观结构。我们的计算，这是一个微观计算的中子星钉扎力的出发点，表明涡核的大小随密度不同而变化，一般小于一些早期的计算中假设的中子星壳的涡钉扎。这一结果的影响进行了讨论
1998-08-20 astro-ph nucl-th
Superfluid neutron star turbulence
分析了超流湍流对中子星物理的影响。首先，我们扩展我们以前的结果为直涡阵列的相互摩擦力，以占自诱导流时产生的涡是弯曲的。然后，我们讨论了Vinen的各向同性湍流的唯象模型，并推导出相关的（Gorter-Mellink）形式的相互摩擦。我们比较这种推导到最近的分析施瓦茨，揭示了各种涉及的问题。在讨论了各向同性湍流之后，我们认为这种情况不太可能与中子星有关。相反，我们希望旋转的中子星表现出极化湍流，相对流驱动的湍流和旋转抵消it. Based最近的结果超流氦，我们构建了一个唯象模型，应该有这样一个极化湍流系统的关键特征。
2007-03-12 astro-ph
Nucleon Superfluidity vs Observations of Cooling Neutron Stars
假设恒星核由中子、质子和电子组成，利用中子和质子的超流临界温度$T_{cn}(ρ)$和$T_{cp}(ρ)$的真实密度分布，对中子星的冷却进行了模拟。选取合适的$T_{cp}(ρ)$剖面，使其具有最大的$\sim 5 \times 10^9$ K，可以获得随恒星质量增加从缓慢冷却到快速冷却的平滑过渡。采用相同的剖面，人们可以通过冷却核中没有中子超流性或具有弱超流性$T_{cn} < 10^8$ K的不同质量的核来解释孤立的中年核的热发射的大多数观测结果。所需的质量范围从（年轻和热）RX J 0822 -43和（老和热）PSR 1055-52和RX J1856-3754的$\sim 1.2 M_\odot$到（较冷）Geminga和Vela星的$\approx 1.45 M_\odot$。观测约束的$T_{cn}(ρ)$和$T_{cp}(ρ)$配置文件相对于直接Urca过程的阈值密度和最大中心密度的NS。
2001-05-23 astro-ph
Thermal structure and cooling of superfluid neutron stars with accreted magnetized envelopes
利用量子化磁场中等离子体的最新热导率以及强磁场中部分电离氢的状态方程和辐射不透明度，研究了具有吸积物质的磁化包层的中子星的热结构.内部和局部表面温度之间的关系计算和拟合的内部温度，磁场强度，场线之间的角度和法线的表面，表面重力，和吸积材料的质量的解析函数。对于不同的吸积质量、内部温度和磁场强度值，计算了具有偶极磁场的中子星的亮度。利用这些结果，我们模拟了具有磁化吸积包层的超流中子星的冷却。我们考虑慢和快冷却制度，特别注意低质量超流中子星的非常缓慢的冷却。在后一种情况下，冷却强烈影响的磁化吸积信封和中子超流性在恒星地壳的综合作用。我们的结果是重要的解释孤立的中子星最热的年龄，如RX J 0822 -43和PSR B1055-52的观测。
2003-09-17 astro-ph
Do superfluid instabilities prevent neutron star precession?
本文讨论了在标准双流体中子星模型中，当沿超流中子涡旋阵列有足够的相对流动时，存在的短波长（惯性波）不稳定性。我们证明，这些不稳定性可能会触发进动中子星，因为在进动过程中的中子和质子流体的角速度矢量不一致。这种不稳定性的存在将使标准的固体旋转自由进动模型不一致。我们的研究结果表明，标准（欧拉）慢进动，结果弱阻力之间的旋涡和带电流体（质子和电子）是不严重的不稳定性的存在限制。相反，当涡旋与带电分量强烈耦合时产生的快速进动通常是不稳定的。这意味着在天体物理系统中可能无法实现快速岁差
2008-01-30 astro-ph
Constraining Hadronic Superfluidity with Neutron Star Precession
我表明，包含共存的中子和质子超流体的中子星核心的标准图片，其中质子成分形成由通量管穿过的II型超导体，与长周期（~1年）的观测结果不一致。孤立脉冲星的岁差。我的结论是，要么这两种超流体在恒星核心中无处共存，要么核心是I型超导体而不是II型。任何一种可能性都将对中子星冷却和自旋跳跃（毛刺）理论产生有趣的影响。
2003-08-28 astro-ph cond-mat.supr-con nucl-th
Effective Field Theory of Neutron Star Superfluidity
我们应用有效场论和重整化群技术研究了中子星中库珀对的形成问题。简单的解析表达式的$^1 S_0$凝聚体导出的核势模型的依赖性是免费的。冷凝物的评价使用从中子-中子散射的相移数据。
1999-05-03 astro-ph hep-ph nucl-th
Relativistic superfluid models for rotating neutron stars
本文首先介绍了旋转中子星的理论力学，它是为了解释在中子星中观察到的频率变化，特别是不连续的毛刺而发展起来的。该理论认为，观测似乎证实，固体地壳和内层之间的相互作用发挥了重要作用，其超流体性质使它们能够独立旋转。然而，许多重要的细节仍然有待澄清，即使在许多研究的情况下，如螃蟹和船帆座。这篇文章的第二部分是技术性的，集中在许多需要进一步发展的物理方面之一，即提供一个令人满意的相对论（局部而不是微观）处理中子超流性的影响。
2001-01-16 astro-ph
Superfluid signatures in magnetar seismology
我们研究了中子星超流性对磁星振荡的作用。使用平面波分析，我们估计的影响，在弹性地壳区域的中子超流体。我们证明了超流印记可能比地壳磁场的影响更重要。我们还考虑了地壳下面的区域，在那里超流中子被认为与II型质子超导体共存。由于后者的磁场是由磁通管阵列携带的，因此该区域的动力学不同于标准的磁流体动力学。我们表明，中子超流体的存在（再次）留下了清晰的印记系统的振荡。总之，我们的估计表明，超流成分不能被忽略的努力进行“磁星地震学”。这增加了建模问题的复杂程度，但也指出了利用观测来探测超核物质的超流体性质的可能性。
2008-12-12 astro-ph
Bulk viscosity of superfluid neutron stars
描述超流中子星动力学效应的流体力学与标准的单流体力学有本质的区别。特别是，我们在理论中有四个体积粘度系数，而不是一个。在本文中，我们计算这些系数，第一次，假设他们是由于非平衡β-过程（如修改或直接Urca过程）。我们的分析结果被用来估计超流中子星中声波的特征阻尼时间。它表明，所有四个体积粘性系数导致可比的声波耗散，并应考虑在同一个立足点。
2007-10-02 astro-ph nucl-th
Kelvin Helmholtz Instability and Circulation Transfer at an Isotropic-Anisotropic Superfluid Interface in a Neutron Star
最近的实验室实验（Blaauwgeers et al. 2003）表明，在两个超流体（一个旋转和各向异性，另一个静止和各向同性）之间的界面处的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性可能会触发静止超流体的突然自旋。这一结果表明，在中子星的壳核（$^1S_0$ - $^3P_2$ -超流体）边界的KH不稳定性可能提供一个触发机制的脉冲星故障。我们计算了包含两种不同超流体的KH不稳定性的色散关系及其对稳定性的影响，特别是熵输运。我们发现，核壳超流体之间的熵差降低了阈值微分剪切速度和阈值壳核密度比。我们评估了中子星参数的不稳定性的最大增长的波长，并发现由此产生的循环转移是在脉冲星毛刺观察到的范围内。
2005-05-26 astro-ph cond-mat.other
Neutrino scattering off pair-breaking and collective excitations in superfluid neutron matter and in color-flavor locked quark matter
我们计算了描述超流物质线性响应所需的关联函数，进而计算了中性流中微子在超流中子物质和色味锁夸克物质中散射的微分截面。我们报告的第一个计算散射率，其中包括中微子相互作用与两个破对激发和低的集体激发（戈德斯通模式）。我们的结果适用于以上和以下的临界温度，允许在超新星和中子星的中微子输运的模拟使用。
2004-05-19 astro-ph hep-ph nucl-th
The entrainment matrix of a superfluid neutron-proton mixture at a finite temperature
导出了有限温度下中子星核中中子-质子混合物的夹带矩阵（也称为Andreev-Bashkin矩阵或质量-密度矩阵）。计算是在朗道费米液体理论的框架下进行的。结果表明，夹带矩阵的温度依赖性是由一个通用的功能独立于一个实际的核子-核子相互作用模型。结果以便于实际应用的形式给出。夹带基质很重要，例如，在超流核子混合物的动力学或中子星的动力学演化研究中（特别是在恒星脉动和脉冲星毛刺的研究中）。
2005-08-03 astro-ph nucl-th
Neutron superfluidity in strongly magnetic interiors of neutron stars and its effect on thermal evolution
研究了中子星内部存在m=2中子超流体的可能性。这种配对状态在强磁场（$H\sim 10^{16}-10^{17}$ G）中是有利的。由于沿场方向的角相关能隙中的节点，中微子发射率在$T/T_{c}$中仅被多项式抑制为函数，而不是指数抑制，因为它是针对无节点配对状态获得的。研究了这种配对状态对中子星热演化的影响，并将其结果与无节点、超流和非超流中子星等“正常”中子星的演化以及观测结果进行了比较。我们发现，特别是预测的表面温度的增强冷却的情况下有很大的变化，并与氢大气模型内的观测数据推导出的温度一致。此外，表面温度取决于磁场强度作为一个额外的参数，除了中子星质量。然而，后者仅在中间冷却方案的情况下起作用。
1998-04-20 astro-ph nucl-th
Prospects of Detecting Baryon and Quark Superfluidity from Cooling Neutron Stars
研究了中子星冷却过程中的重子和夸克超流性。观测可以限制中子或λ超子配对间隙和恒星质量的组合。然而，在强子和夸克混合相的混合恒星中，夸克间隙大于十分之几MeV，使得夸克物质在冷却时几乎不可见。如果夸克能隙更小，夸克超流可能是重要的，但它的影响几乎不可能与其他重子成分的影响区分开来。
2000-05-10 astro-ph hep-ph 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
Superfluid Response and the Neutrino Emissivity of Neutron Matter
{We计算了中子星内壳超流中子物质的中微子发射率。我们发现在非相对论系统中，由于在有限温度下形成库珀对而产生的涨落所引起的中微子发射被高度抑制。在具有守恒自旋相互作用的中子物质的简化模型中，这种对断裂发射率的抑制对于密度涨落是$v_F^4$的量级，对于自旋涨落是$v_F^2$的量级，其中$v_F$是中子的费米速度。由于单组分系统密度分布的偶极矩不随时间变化，因此密度波动受到较大的抑制。由于这个原因，我们发现，轴向电流响应（自旋波动）占主导地位。在更现实的中子物质模型中，包括张量相互作用，其中中子自旋不守恒，韧致辐射反应产生的中微子辐射发生在$v_F^0$级。因此，即使由于超流性的抑制因素，该速率在$T_C$附近占主导地位。目前的对破缺发射率的计算是不完整的，因为它们忽略了核子-核子相互作用的张量分量。
2008-04-03 astro-ph nucl-th
Superfluid vortices in neutron stars
本文提出了一个中子星壳内中子涡旋的微观量子力学模型。在简要介绍了Bogoliubov- de Gennes方程，这是我们的计算的基础上，我们提出的结果的密度分布，涡核的大小和涡能量，无论是一个孤立的中子涡和涡核重叠的情况下，与一个圆柱形核。证实了涡核尺寸的早期结果，表明涡核尺寸随密度的变化比BCS公式预测的要小得多。
2001-02-20 astro-ph cond-mat.supr-con nucl-th
