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
Strange stars: Can their crust reach the neutron drip density?
在MIT袋模型的框架下，研究了零温下静态奇异星表面附近电子的静电势。我们发现，对于QCD参数在相当宽的范围内，如果奇怪的恒星上的核壳的密度导致中子滴，静电势是不足以建立一个向外的电场，这是至关重要的地壳的生存。如果要求200 fm的最小间隙宽度作为更严格的限制，我们的计算完全排除了这种结壳存在于奇怪恒星上的可能性。因此，我们的结果倾向于否定自然界中中子滴壳的存在。
2003-06-12 astro-ph
Neutron star cooling after deep crustal heating in the X-ray transient KS 1731-260
我们模拟了2001年KS 1731-260的X射线瞬变过程中中子星从一个长的爆发状态（>~ 12.5年）恢复到平静状态后的冷却过程。我们表明，冷却可以解释假设地壳经历了深部加热在爆发阶段。在我们最好的理论方案中，中子星的核心没有增强的中微子发射，它的外壳很薄，是超流体的，具有正常的热导率。恒星的热后暴壳核松弛可能还没有结束。
2007-08-24 astro-ph
The effect of the neutron star crust on the evolution of a core magnetic field
我们考虑了中子星超导核中磁场的驱逐及其随后在地壳中的衰变。特别注意的是，强烈的反馈的扭曲的磁场线在地壳上驱逐的通量从核心。如果初始场强大于10^{11} G，这将导致堆芯磁通排出的相当大的延迟。结果表明，中子星自旋下降引起的磁场驱逐假说只适用于较弱的初始磁场$B \approx 10^{11}$ G.排出时间尺度不仅与地壳的电导率有关，而且与初始磁场强度有关。我们的场演化模型自然地解释了中子星剩余磁场的存在。它的强度与中子星壳中的杂质浓度有关，与初始场强反相关。
1999-10-27 astro-ph
Temperature distribution in magnetized neutron star crusts
研究了不同磁场位形对中子星壳温度分布的影响。我们考虑轴对称偶极场，它要么局限于恒星地壳，称为“地壳场”，要么允许穿透核心，称为“核心场”。通过积分地壳中的二维热输运方程，考虑到经典的（拉莫尔）各向异性的热导率，我们得到的地壳温度分布，假设一个等温的核心。将量子磁场效应作为边界条件，推导了相应的表面温度分布。我们发现，核心领域的结果在实际上是等温的地壳，除非表面场强度远高于$10^{15}$ G，而对于地壳场的表面强度超过几倍$10^{12}$ G的显着偏离等温性发生在核心温度低于或等于$10^8$ K。在恒星表面，冷的赤道区域产生的量子抑制热传输垂直于领域的信封，目前为核心和地壳领域，显着扩展的经典抑制在更高的密度的情况下，地壳领域。对于地壳场，这可能导致两个小的温暖的极地区域，这将产生观测结果：中子星具有小的有效热发射面积，并且与具有核心场的中子星的情况相比，X射线脉冲轮廓预计具有明显不同的形状。这些特征与年轻冷却中子星热辐射的X射线数据相比，将为支持或反对地壳或核心磁场的两种完全不同的配置提供观测证据。
2004-03-18 astro-ph
Nuclear composition and heating in accreting neutron-star crusts
在关于X射线爆发灰烬形成的最外层成分的不同假设下，研究了吸积中子星壳的核反应及其伴随的热释放。灰烬中含有A ~ 90-110的核素的具体例子被认为是一个标准的A=56的情况下相比。在所有情况下，壳层的演化都是从10 ^8 g/cm ^3到10^{13} g/cm ^3的几倍。吸积壳内非平衡过程产生的地壳总加热为1.1- 1.5MeV/1个吸积核子。在密度超过致密核聚变阈值的增生地壳的组成基本上是独立的假设的X射线爆发灰烬的初始组成。
2003-05-13 astro-ph
Neutron Star Crustal Mass Fractions
我们正在研究一颗中子星冷却一年后仍然存在的地壳的质量分数。我们使用的冷却曲线对应于中子星刚形成后的不同密度或深度。为了计算中子星的温度随时间的变化，我们假设修改后的Urca过程主导了恒星外层的能量收支。利用一个直到锝的核反应网络，我们计算了在中子星地壳的不同深度处原子核的分布是如何淬灭的。最初的结果表明，$^{28}$ Si是冷却一年后在表面上光学厚度最轻的同位素。
2007-10-02 astro-ph
Thermal and Electric Conductivities of Coulomb Crystals in the Inner Crust of a Neutron Star
本文计算了密度为$10^{11}$ ~ g/cm $^3 < ρ< 10^{14}$ ~ g/cm $^3$的球形有限尺寸核库仑晶体中电子被声子散射时的相对论简并电子的热导率和电导率。结合前一篇文章的结果（对于较低的$ρ$），得到了简单的统一拟合，它描述了具有任意核组成的物质在$10^3$ ~ g/cm $^3 < ρ< 10^{14}$ ~g/cm $^3$范围内的动力学系数。这些结果对研究中子星的热演化和磁场演化是有效的。分析了由基态物质和吸积物质组成的中子星壳中动力学系数的差异。讨论了中子星壳内磁场的热漂移。
1996-04-28 astro-ph
Effects of Electron Band Structure on Neutrino Pair Bremsstrahlung in Neutron Star Crusts
本文计算了中子星壳层致密物质中离子晶格中电子运动产生的中微子对韧致辐射的能量发射率。由于固体中的周期性势引起电子带隙，其可以大到大约1 MeV，因此在估计低温下的韧致辐射率时，有必要详细考虑能带结构。我们发现，在致密部分的内地壳的中子星，中微子发射的温度约为$2\times 10^9$ K或更低的抑制比早期的估计，处理的电子晶格相互作用微扰，并得出结论，中微子对韧致辐射的电子在地壳中的中子星是不太重要的中子星热演化比以前认为的。
1996-07-12 astro-ph
Nuclear heating and melted layers in the inner crust of an accreting neutron star
一颗长寿命、低质量的双星系统中的中子星可以很容易地吸积足够的物质来取代它的整个外壳。先前的作者指出，由吸积的氢和氦燃烧形成的吸积壳允许一系列密度> 6 e11 g/cc的非平衡反应，释放大量的热量（每个吸积核子1 MeV）。沙茨等人最近的计算表明，一个增生地壳的晶格也可能是相当不纯的。本文讨论了这类中子星的热结构，考察了壳反应和杂质对壳温的影响。在足够快的吸积过程中，使吸积的氢和氦稳定燃烧（接近爱丁顿吸积率;典型的最明亮的低质量中子星双星），地壳中释放的大部分热量被传导到核心，在那里中微子发射调节温度。因此，存在热梯度的反转：温度随着内地壳的深度而降低。在这些高吸积率的地壳中的热结构对氢/氦燃烧壳层中的温度不敏感。当地壳非常不纯时，密度> 6 e11 g/cc时，温度可达到约8 e8 K。该峰值温度主要取决于释放的热量和热导率，特别是大致与核心温度无关。地壳的高温足以熔化薄层中的晶格，电子捕获大大减少了核电荷。
1999-10-12 astro-ph
Crust-core interactions and the magnetic dipole orientation in neutron stars
我们发展了一个有效的具有磁层的中子星模型。它考虑了作用在磁偶极子上的电磁力矩、地壳和地核之间的摩擦力以及重力修正。在刚性恒星模型中通常被忽略的反常电磁力矩，在这里对磁偶极子的产生起着至关重要的作用。该模型所反映的壳核耦合时间与观测资料和其他理论估计相一致。该模型描述了恒星生命过程中磁偶极子行为的主要特征，特别是对年轻中子星破碎指数n<3给出了自然的解释。
1998-01-09 astro-ph
Models of crustal heating in accreting neutron stars
与非平衡核反应在吸积中子星壳加热被重新考虑，考虑到抑制中微子的损失，最近证明了古普塔等人。两个初始组成的核燃烧灰烬，A=56和A=106，被认为是。本文研究了累积地壳加热对浓缩核反应模型不确定性的依赖性。采用单组分等离子体近似，用Mackie和Baym的可压缩液滴模型描述原子核。地壳壳层的演化是从10^8 g/cm^3到10^（13.6）g/cm^3。外地壳的综合加热与Gupta等人的自洽多组分等离子体模拟结果很好地吻合;他们的结果落在我们对A=56和A=106得到的曲线之间。对于A=106和A=56，每个吸积核子的地壳总热量范围分别为1.5 MeV至1.9 MeV。在密度为10^（12）~ 10 ^（13）g/cm ^3时，每个核子的地壳总热量值与稠核反应的存在关系不大。解释了地壳总热量对核过程在增生地壳中的分布细节的显著不敏感性。
2007-08-29 astro-ph
Neutron Star Asteroseismology. Axial Crust Oscillations in the Cowling Approximation
最近在软伽马射线中继器中观测到的巨大耀斑后的准周期振荡表明，大地震后地壳的地震运动与磁星振荡模式之间存在密切耦合。本文在相对论Cowling近似下（不考虑任何磁场）考虑中子星壳的纯弹性振动模。我们确定了一个大的恒星模型的轴向地壳模式，使用国家的最先进的地壳状态方程和广泛的核心质量和半径。我们还设计了有用的近似公式的模式频率。我们表明，相对地壳厚度是很好地描述了一个函数的紧凑性的恒星和一个参数描述的地壳的压缩性。考虑到SGR 1900+14和SGR 1806-20的观测数据，我们证明了我们的结果可以用来约束振荡中子星的质量和半径。
2006-10-17 astro-ph
Torsional shear oscillations in the neutron star crust driven by restoring force of elastic stresses
本文给出了具有Hookean弹性回复力的固体力学正则方程所支配的均匀和非均匀中子星壳模型中扭转剪切振动本征频率问题的几种精确解。特别注意的是大的lengthscale nodeless轴对称差分旋转振荡，这是在球极坐标反映真实几何的中子星地壳处理制度。突出显示的是频率的解析形式和数值估计之间的区别，计算作为多极度的无节点扭转振荡和分数的地壳深度的函数，所造成的不同的边界条件施加在材料位移的环向场。考虑模型的准周期振荡的相关性，最近发现在耀斑的SGR 1806-20和SGR 1900+14，进行了讨论。
2007-09-04 astro-ph
Neutron specific heat in the crust of neutron stars from the nuclear band theory
中子星的内壳是由浸没在自由中子海洋中的核团晶格构成的，可能是周期性核系统的一个独特例子。本文用固体的带理论和Skyrme核子-核子相互作用计算了地壳浅部的中子比热。我们还测试了各种近似的有效性。我们发现中子比热可以用费米气体的比热来描述，而非束缚中子的运动受核晶格的强烈影响。这些明显矛盾的结果可以用中子费米面的特殊性质来解释。
2008-12-23 astro-ph nucl-th
Effective mass of free neutrons in neutron star crust
中子星壳的内层由浸没在"自由“超流中子海洋中的富中子核簇的库仑晶格组成，非常类似于周期性凝聚态系统，如电子、光子或声子晶体。应用固态物理学的方法，中子星的背景下，我们研究了这些“自由”中子的内地壳的最外层，滴点附近的传输特性$ρ_{\rm drip} \sim 4\times 10^{11}$ g.cm $^{-3}$。特别是，我们评估的有效中子质量产生的布拉格散射的能带结构计算。与固体中电子的情况作了比较。观测结果进行了简要讨论。
2005-12-11 astro-ph nucl-th
Crust-core coupling and r-mode damping in neutron stars: a toy model
具有壳层的中子星中的R模在壳核边界处受到粘滞摩擦的阻尼。Bildsten和Ushomirsky（BU）在假设地壳完全刚性的情况下估算了这种阻尼的大小，确定了低质量X射线双星（LMXB）中因吸积而自旋的中子星的最大自旋频率。在本文中，我们探讨的核心r-模式和弹性地壳之间的机械耦合，使用一个玩具模型的恒定密度中子星与恒定的剪切模量地壳。我们发现，在超过~50 Hz的自旋频率，r-模式强烈穿透地壳。与刚性地壳极限相比，这减少了地壳和地核之间的相对运动（滑动）。因此，我们将BU计算出的阻尼率向下修正了10^2-10^3倍，从而显著降低了具有固体地壳的中子星的最大可能自旋频率。壳核滑动对自旋频率的依赖关系很复杂，并且对地壳物理厚度非常敏感。如果地壳足够厚，r模不稳定性发生的临界自旋频率曲线在某些温度下会变成多值;这与地壳中r模和高阶扭转模之间避免交叉有关。临界频率与观测到的LMXB和毫秒双星中中子星的自旋相当。
2000-06-01 astro-ph gr-qc
Band structure effects for dripped neutrons in neutron star crust
中子星的外层被认为是由富含中子的核组成的固体库仑晶格构成的。当密度高于中子滴密度（约为核饱和密度的千分之一）时，这种晶格浸没在中子流体中。本文在一个简单的平均场模型下，采用Bloch型边界条件，研究了通常被忽略的滴入中子与原子核的Bragg散射。这项工作的主要目的是提供一些估计的夹带系数，所需的流体动力学两种流体模拟的中子星地壳，其中涉及的动量的一种流体的粒子流的其他两种流体。文中还简要讨论了平衡态中子星地壳结构的意义。
2004-12-01 astro-ph nucl-th
The Neutron Star Crust: Nuclear Physics Input
基于零温核子状态方程模型，建立了中子星内壳的完全自洽模型。结果几乎匹配以前的计算的内地壳给定相同的输入状态方程。在何种程度上的不确定性的对称能，压缩性，低密度中子物质的状态方程的影响地壳的组成进行检查。地壳的组成和压力是敏感的低密度中子物质和核对称能量的描述，后者的依赖性是非单调的，给较大的核中等对称能量和较小的核更极端的对称能量。未来的核实验可能有助于限制地壳，未来的天体物理学观测可能会限制核物理学的投入。
2007-11-12 astro-ph nucl-th
Quantum calculation of vortices in the inner crust of neutron stars
我们研究，在量子力学框架内的自洽平均场论的基础上，一个漩涡和一个原子核之间的相互作用，沉浸在海洋中的自由中子，一个场景的代表内壳的中子星。量子有限尺寸效应迫使涡核在核外，以一种重要的方式影响涡钉扎。
2006-02-09 astro-ph nucl-th
Properties of nuclei in the neutron star crust
本文研究了中子星内壳核的静态性质。利用坐标空间中的Hartree-Fock方法，结合半经典近似，我们研究了相变的模式。
2001-12-03 astro-ph nucl-th
Neutron star crust beyond the Wigner-Seitz approximation
三十多年来，中子星的内壳由核团簇与电子和中子气体共存的固体晶格形成，传统上一直在维格纳-塞茨近似下进行研究。这种近似的有效性进行了讨论的一般框架中的固体，最近已被应用到核背景下的能带理论。使用这种新的方法，它表明，未结合的中子在地壳中移动，如果他们的质量增加。
2007-09-24 astro-ph nucl-th
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
Nuclear Superfluidity and Specific Heat in the Inner Crust of Neutron Stars
分析了中子星壳内物质对关联的温度依赖性。研究是在有限温度HFB的方法，并通过使用零范围的配对力调整无限中子物质的配对属性。在同样的方法中，我们研究了内部地壳的比热如何取决于温度，物质的不均匀性，以及用于对力的假设。结果表明，在物理相关的密度范围内，内壳物质的配对性质显著地依赖于温度。有限温度HFB计算还表明，比热是相当敏感的核集团内部地壳的存在。然而，比热变化最剧烈的是由中子物质超流性的情况所决定的。
2004-03-07 astro-ph nucl-th
The crust of neutron stars
中子星壳的结构完全取决于实验测量的核质量，直到密度达到10 ^11的数量级g.cm ^{-3}。在更高的密度下，地壳的组成仍然不确定，主要是由于存在影响核"团簇“性质的”自由“超流中子。在简要回顾了地壳平衡结构的计算之后，我们指出，目前基于Wigner-Seitz近似的方法不能正确地描述未束缚的中子。最近我们应用固体的能带理论而放弃了这种近似。我们已经表明，自由中子的动力学性质的强烈影响的集团进行三维计算与布洛赫边界条件。
2006-11-13 astro-ph nucl-th
Vortex-nucleus interaction in the inner crust of neutron stars
在考虑与构成库仑晶格的原子核相互作用的量子平均场论框架内，计算了中子星内壳涡旋的结构。利用在不同核相互作用下得到的结果，计算了与毛刺研究有关的钉扎能。量子尺寸和密度相关的影响被发现是重要的。
2008-04-10 astro-ph nucl-th
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
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
The Crustal Rigidity of a Neutron Star, and Implications for PSR 1828-11 and other Precession Candidates
我们计算了一颗中子星（NS）的地壳刚性参数b，表明b比Baym & Pines（1971）的标准估计值小40倍。对于地壳松弛的NS，NS的自由进动频率与b成正比。我们将b的结果应用于PSR 1828-11，这是一颗频率为2.5 Hz的脉冲星，其进动周期为511 d。假设这个511 d的周期是由地壳刚性决定的，我们证明了这个NS的地壳没有松弛，它的参考自旋（粗略地说，地壳最松弛的自旋）是40 Hz，地壳中的平均自旋下降应变是5 \times 10^{-5}。我们还简要地描述了我们的b计算的影响，为其他知名的进动候选人。
2002-10-08 astro-ph gr-qc
Triaxial nuclear models and the outer crust of nonaccreting cold neutron stars
应用Baym，Pethick，Sutherland（BPS）模型，首次考虑了核的三轴变形，研究了非吸积冷中子星的外壳的性质和组成。本文采用两种理论核模型，即Skyrme SLy~6参数化的Hartree-Fock + BCS对近似（HF-BCS）和Gogny D1S力的Hartree-Fock-Bogolyubov（HFB），计算了核质量。比较了这两种理论计算的中子滴线、结合能、魔中子数和非吸积冷中子星外壳中的原子核序列，特别强调了三轴变形的影响。通过对原子结合能、屏蔽能、交换能和零点能的高阶修正，推广了BPS模型。研究了高阶改正对外地壳序列的影响。
2008-01-08 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
On the validity of the Wigner-Seitz approximation in neutron star crust
自Negele和Vautherin开创性的工作以来，在Wigner-Seitz近似的框架下，人们广泛地研究了由浸没在中子海中的核团形成的中子星的内壳。在这篇文章中，这种近似的有效性进行了讨论的固体能带理论的框架。对于一个典型的细胞的$^{200}$锆，存在于外层的内地壳，它示出的基态属性的中子气体是相当好的Wigner-Seitz近似再现，而其动力学性质取决于感兴趣的过程的能量尺度或温度。结果表明，Wigner-Seitz近似可以很好地描述年轻中子星的内壳和超新星爆炸时大质量恒星的坍缩核。然而，低温流体动力学需要带理论。
2007-07-03 astro-ph nucl-th
Shear Viscosity of the outer crust of Neutron stars: Ion Contribution
地壳的剪切粘性对旋转中子星的r模振幅可能有阻尼作用。这种阻尼对引力波的发射有影响。我们计算的剪切粘度的贡献来自离子使用半解析方法，考虑二元碰撞，和分子动力学模拟。我们将这些结果与来自电子的贡献进行了比较。我们研究如何剪切粘度取决于密度的条件下感兴趣的中子星信封和外壳。在低密度极限下，我们发现我们的分子动力学模拟和经典的半解析计算的结果之间有很好的协议。
2008-10-30 astro-ph nucl-th
R-modes of neutron stars with a solid crust
研究了具有固体壳层的慢转中子星在科里奥利力作用下的$r$模振荡特性。对于模态分析，我们采用三个组成部分的中子星模型，由一个流体核心，一个固体地壳和表面流体海洋。对于三分量模式，我们发现存在两种$r$模，即局限于表层流体海洋的模式和局限于流体核的模式，这两种模式对$r$模的不稳定性是最重要的。如果恒星的自转速率足够小，那么$r$ -模在固态地壳中没有任何明显的振幅。我们发现，核心$r$模式的强烈影响与地壳扭转（环形）模式耦合，并失去其简单的属性的本征函数和本征频率的角旋转速度$Ω$的函数。这表明，在$Ω\to 0$极限下得到的外推公式不能用于研究具有固体地壳的快速旋转中子星的$r$模不稳定性，除非正确地考虑与地壳扭转模耦合的影响。
2000-08-23 astro-ph gr-qc
Cooling of the crust in the neutron star low-mass X-ray binary MXB 1659-29
在准持久性中子星瞬变中，长时间的爆发会导致中子星的地壳被加热到与恒星其他部分失去热平衡。在静止期，地壳又冷却下来。在两个准持续源KS 1731-260和MXB 1659-29中观测到了这种地壳冷却。在这里，我们提出了一个额外的钱德拉观测MXB 1659-29在平静，延长监测基线到6.6年后，爆发结束。这一新的观测结果强烈表明，地壳已经热松弛，温度在1000天内保持一致。用指数加常数模型拟合温度冷却曲线，我们确定了465 +/- 25天的e折叠时间尺度，地壳冷却到恒定的表面温度kT = 54 +/- 2 eV（假设D=10 kpc）。由此，我们推断核心温度在3.5E7-8.3E7 K的范围内（假设D=10 kpc），由于表面成分的不确定性。重要的是，我们测试了两个中子星大气模型以及一个黑体模型，发现地壳的热弛豫时间是独立的选择的模型和假设的距离。
2008-09-24 astro-ph nucl-th
General Relativistic Effects on the Ohmic Decay of Crustal Magnetic Fields in Neutron Stars
考虑了中子星壳内强引力场产生的时空弯曲效应，讨论了壳内磁场的欧姆衰减。结果表明，广义相对论效应使磁场的衰减率有了实质性的降低，特别是在演化的后期，衰减率比无相对论效应时降低了几个数量级。
1997-01-30 astro-ph gr-qc
Mass, radius, and composition of the outer crust of nonaccreting cold neutron stars
本文应用Baym，Pethick和Sutherland模型研究了非吸积冷中子星外壳的性质和组成。使用Audi，Wapstra和Thibault 2003年原子质量表中的最新实验核数据。各种最先进的理论核模型（有限范围液滴，相对论性核场和非相对论性Skyrme Hartree-Fock参数化）都使用了外推到滴线。比较了不同核模型对不同中子星构型的外地壳质量和半径以及外地壳核组成的影响。
2007-07-18 astro-ph nucl-th
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
Nuclear hydrodynamics in the inner crust of neutron stars
在中子星的内部地壳中，由于高密度和高压力，仍然存在的原子核浸没在中子超流体中。因此，人们认为原子核的动力学性质会受到显著的影响。为了估计与超流介质的存在相关的影响的大小，我们制定了流体动力学方法的核动力学在中子星的内壳。我们计算了重整化核质量和介质诱导核间相互作用的强度。我们认为，这些影响显着修改的库仑晶体在地壳内部的属性。
2003-12-30 astro-ph nucl-th physics.flu-dyn
In-medium ion mass renormalization and lattice vibrations in the neutron star crust
中子星的内壳由浸没在超流中子液体中的原子核组成。当这些原子核穿过费米子介质时，它们也使费米子介质运动起来。结果，它们的质量被强烈地重整化，并且离子晶格振动的光谱受到显着影响。因此，我们预测，在这些密度的库仑晶体的比热和晶格热能显着修改。
2003-12-30 astro-ph cond-mat.stat-mech nucl-th
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
Locating the inner edge of neutron star crust using terrestrial nuclear laboratory data
在使用富中子核物质状态方程的动力学和热力学方法中，受到与中子星地壳相同的亚饱和密度范围内重离子反应的最新同位旋扩散数据的约束，在中子星的液核和固体壳之间的内边缘处的密度和压力被确定为0.040 fm $^{-3}$ $\leq ρ_{t}\leq 0.065$ fm $^{-3}$和0.01 MeV/fm $^{3}$ $\leq P_{t}\leq 0.26$ MeV/fm $^{3}$。这些与观测到的最小地壳部分的总转动惯量，使我们能够设置一个新的限制船帆座脉冲星的半径显着不同，从以前的估计。它进一步表明，广泛使用的抛物线近似的状态方程的非对称核物质系统地导致显着更高的核壳转换密度和压力，特别是与刚性对称能量泛函。
2009-03-15 astro-ph nucl-ex nucl-th
