Superfluid hyperon bulk viscosity and the r-mode instability of rotating neutron stars
为了确定旋转中子星中不稳定的r模是否提供了一个可探测的引力波源，我们需要了解许多倾向于抵消不稳定性的耗散过程的细节。已经确定的是，由于外来粒子，如超子的体积粘度，在这方面可能是特别重要的。然而，超子超流性的影响至今还没有被完全解释。虽然相关的抑制的反应速率，引起的体积粘度已被估计，超流体方面的流体动力学没有被考虑。在本文中，我们确定的r-模式不稳定窗口的中子星与$Σ^{-}$超子核心，使用适当的多流体形式主义，包括，第一次，“超流体”的整体粘度系数的影响。我们证明，即使额外的条款可能会增加体积粘度阻尼有点，他们的存在并不影响的r-模式不稳定窗口的定性特征。
2010-03-30 astro-ph.SR
Instability of Superfluid Flow in the Neutron Star Core
在中子星的外核中，超流涡旋被钉扎到磁通量管上，使得中子超流和质子-电子流体之间的速度差为$\sim 10^5$ \cms \。在涡旋阵列上产生的马格纳斯力的作用下，涡旋通过热激活或量子隧穿经历{ \em涡旋蠕变}。我们研究这种情况下的流体动力学稳定性。涡蠕动引入了两个低频模式，其中之一是不稳定的临界波数以上的任何非零流速的中子超流体相对于带电流体。对于外核的典型钉扎参数，超流在波长$λ\lap 10$ m和$\sim (λ/{1 m})^{1/2}$ yr到$\sim 1$ d的时间尺度上是不稳定的。涡旋晶格可能退化为缠结，超流流动将变成湍流。我们认为，超流体湍流可能是造成许多中子星中红色定时噪声的原因，并找到了与观测基本一致的预测光谱。
2012-03-29 astro-ph.SR
Superfluid dynamics in neutron star crusts
对中子星内壳超流流体动力学进行了简单描述。特别注意的是对超流中子的性质的原子核的晶格的影响，和夹带的影响，事实上，一些分数的中子被锁定到核中的质子的运动。
2010-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Instability of Superfluid Flow in the Neutron Star Inner Crust
超流涡旋被钉扎在中子星内部地壳的核晶格上，使得当中子星向下旋转时，超流和固体之间的速度差得以维持。在涡旋晶格上产生的马格努斯力作用下，涡旋通过热激活或量子隧穿经历{ \em涡旋蠕变}。我们研究这种情况下的流体动力学稳定性。涡蠕动引入了两个低频模式，其中之一是不稳定的临界波数以上的任何非零流速的超流体相对于固体。对于典型的钉扎参数的内地壳，超流体流是不稳定的长度尺度$\lap 10$米和时间尺度快到几个月。涡旋晶格可能退化为缠结，超流流动可能变成湍流。出乎意料的大耗散将抑制这种不稳定性。
2012-03-29 astro-ph.SR
The Effect of Quantized Magnetic Flux Lines on the Dynamics of Superfluid Neutron Star Cores
我们研究了中子星超流核的动力学耦合时间尺度，考虑了量子化中子涡旋与质子超导体量子化通量线的相互作用，以及先前考虑的带电组分对中子涡旋线自发磁化的散射。我们比较的情况下，涡流运动以不同的方式约束的磁通量管与超导质子的阵列。这包括绝对钉扎和蠕变穿过均匀的磁通线阵列。磁通线的环形排列的效果也被认为是。在所有情况下，中子星核心中包含均匀的通量管阵列显着减少了中子和质子流体成分之间耦合的时间尺度。对于环形分量，类似于内地壳超流体的蠕变响应是可能的。
2009-05-19 astro-ph.SR
Velocity-dependent energy gaps and dynamics of superfluid neutron stars
研究表明，由超流和正常液体组分的相对运动引起的重子能隙的抑制对中子星的动力学性质和演化有重要影响。这种效应以前在中子星文献中被忽略了。
2012-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Superfluid phases of triplet pairing and rapid cooling of the neutron star in Cassiopeia A
在一个简单的模型中，证明了中子星表面温度演化对三重态超流凝聚相态的敏感性。在中子星的核心中，多个磁量子数参与的超流中子的多组分三重态配对导致中微子能量损失超过单组分配对的损失。在中子星中，中子凝聚物向多组分状态的相变触发了超流核更快的冷却。这使得在最小冷却范例中模拟中子星的异常快速冷却成为可能，而不需要采用任何先前提出的仙后座A中孤立中子星快速冷却的奇异情景。
2014-12-16 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Decoupling of superfluid and normal modes in pulsating neutron stars
我们证明了控制超流中子星脉动的方程可以分裂成两组弱耦合方程，一组描述超流模，另一组描述正常模。对于实际的状态方程，耦合参数s很小，|s| ~ 0.01-0.05。s=0的近似值已经足以在几个单位的精度内计算脉动谱。我们的研究结果表明，特别是，发射的引力波从超流脉动模式相比，从正常模式被抑制。所提出的方法可以大大简化建模的脉动超流中子星。
2012-01-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Superfluid Neutrons in the Core of the Neutron Star in Cassiopeia A
超新星遗迹仙后座A包含已知最年轻的中子星，也是第一颗被观测到实时冷却的中子星。为了解释这颗中子星的快速冷却，我们首先介绍了控制其热演化的中子星的基本性质，重点是中微子发射过程和中子/质子超流/超导性。配备了这些结果，我们提出了一个方案，其中观测到的冷却的中子星仙后座A被解释为是由于最近开始的中子超流性的核心的恒星。质子超导性的早期发生的方式决定了观察到的这个中子星的冷却速度是突出的。这是第一个直接的证据表明，超流性和超导性发生在超核密度在中子星。
2011-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Zero sound in triplet-correlated superfluid neutron matter
研究了超流中子液体在$^{3}P_{2}-\,^{3}F_{2}$对情况下对外矢量场的线性响应。的考虑是有限的情况下，当扰动的波长是大的相干长度相比，在超流物质和转移的能量是小的间隙振幅相比。所得结果用于分析超流中子凝聚体的类声子激发。特别地，我们分析了中子凝聚成$m_{j}=0$的情况，这是传统上被认为是中子星的体物质中的优选状态。零声（如果存在的话）被发现是各向异性的，并在低于一定的温度阈值时发生强烈的衰减，这主要取决于费米液体相互作用的强度。
2011-05-11 astro-ph.SR hep-ph
Temperature-dependent r-modes in superfluid neutron stars stratified by muons
我们计算了一个缓慢旋转的超流牛顿中子星的有限温度r模谱，忽略了中子和质子液体组分之间的夹带（即，忽略夹带矩阵的非对角元素）。我们表明，“最小”NS核心组成（中子，质子和电子）只有两个$m=2$ r-模式存在--正常模式，这是类似于普通的r-模式在一个nonsuperfluid星，和超流体温度依赖模式。考虑到核心中的μ子极大地改变了振荡谱，导致了一组无限的超流体r模式，其频率随温度而变化。我们表明，正常的r-模式可以表现出避免交叉与超流模式在某些“共振”的温度，在那里它消散强烈，这导致大量抑制的r-模式的不稳定性在这些温度附近。计算并讨论了相应的失稳窗口。
2017-05-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino emission from spin waves in neutron spin-triplet superfluid
研究了中子自旋三重态超流体对外部弱轴向矢量场的线性响应，其中$^{3}P_{2}$对的对角动量为$m_{j}=0$ .这个问题被认为是在BCS近似丢弃费米液体效应。中子准粒子的反常轴矢量顶点在某些频率上具有奇异性，这表明库珀凝聚体中存在无阻尼自旋密度波。自旋波的激发能较低，并且在运动学上能够通过中性弱电流衰变为中微子对。我们计算了老中子星中体中子超流体自旋波衰变的中微子发射率。这个计算预测了当所有其他中微子发射机制都被中子和质子超流杀死时，中子星内部在最低温度下的显著能量损失。
2010-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The hottest superfluid and superconductor in the Universe: Discovery and nuclear physics implications
我们介绍了最近的工作，利用中子星的天文观测，揭示了独特的见解核物质，不能从地球上的实验室。首先，我们讨论了我们对银河系中最年轻的中子星的快速冷却的测量，这为中子星的超核核心中的超流性和超导性提供了第一个直接证据。我们表明，观测到的热核X射线爆发的中子星可以用来约束性质的中子超流性和中微子发射。我们描述了快速中子星自转速率对核物理和超流体物理的影响。最后，我们表明，夹带之间的中子超流和核晶格的耦合导致一个不太流动的地壳超流，这一结果提出了问题的脉冲星故障的传统图片仅仅是由于地壳超流，并建议核心超流也参与。
2013-03-15 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Superfluid effects on gauging core temperatures of neutron stars in low-mass X-ray binaries
中子星从低质量的双星伴星吸积物质，观测到由于中子星表面物质的热核爆炸而发生X射线爆发。我们使用最近的超流和超导性质的结果表明，在这些中子星的核心温度可能不是唯一确定的范围内观察到的吸积率。推断出的核心温度的简并性可能有助于解释中子星之间的差异，这些中子星在多次爆发之间有很短的重现时间，而那些在爆发之间有很长的重现时间：短爆发源在恒星核心有较高的温度和正常的中子，而长爆发源有较低的温度和超流中子。如果正确的话，对短爆发源中最低亮度和长爆发源中最高亮度的测量可以用来限制中子超流性开始的临界温度。
2011-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Transport coefficients in superfluid neutron stars
研究了超流中子星中声子碰撞引起的剪切、体粘滞系数和热导率。我们使用有效场论技术来提取允许的声子碰撞过程，写为状态方程和系统的间隙的函数。由于声子散射的剪切粘度相比，来自电子碰撞的计算。我们还评论了超流中子星中r模阻尼的可能后果。此外，我们还发现声子碰撞对中子星核内的体粘滞系数的贡献最大。最后，我们从声子碰撞中得到了一个与温度无关的热导率，并将其与超流中子星中的电子-μ子热导率进行了比较。
2014-11-27 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Thermal conductivity due to phonons in the core of superfluid neutron stars
计算了声子对超流中子星核热导率的贡献。我们使用有效场论技术来提取声子散射率，写为系统状态方程的函数。我们还计算了线性阶以上的声子色散律，它依赖于超流中子物质的能隙。所有这些成分，我们用变分方法数值求解玻尔兹曼方程。我们发现，热导率$κ$是由组合的小角度和大角度的二元碰撞。在色味锁定超流体中，我们发现我们的结果可以很好地近似为$κ\propto 1/ Δ^6$，其中$Δ$是中子隙，比例常数取决于密度。我们进一步评论的可能相关的电子和超流声子碰撞在获得总的贡献，在超流中子星的核心热导率。
2014-11-22 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Constraining Superfluidity in Dense Matter from the Cooling of Isolated Neutron Stars
我们提出了一个定量分析的超流性和超导性的致密物质的孤立中子星的最小冷却模型的背景下的观察。我们的新方法产生的最佳拟合的中子三重态超流体临界温度，最佳拟合的质子单线态超导临界温度，以及它们相关的统计不确定性。我们发现中子三重态的临界温度可能是$2.09^{+4.37}_{-1.41} \times 10^{8}$ K，质子单重态的临界温度可能是$7.59^{+2.48}_{-5.81} \times 10^{9}$ K。然而，我们也表明，这一结果只适用于船帆座中子星不包括在数据集。如果将船帆座也包括在内，则空隙会显着增加，以试图重现船帆座年轻时较低的温度。进一步包括被认为具有碳气氛的中子星会增加中子临界温度并降低质子临界温度。我们的方法表明，对孤立的中子星的持续观测可以定量地限制致密物质中超流性的性质。
2018-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
