Neutrinos in dense quark matter and cooling of compact stars
D. Blaschke, J. Berdermann
我们讨论了中微子冷却过程的观测约束可能会限制紧凑的恒星内部的夸克物质相允许的频谱。
We discuss that observational constraints on neutrino cooling processes may restrict the spectrum of quark matter phases admissible for compact star interiors.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Diffuse supernova neutrinos: oscillation effects, stellar cooling and progenitor mass dependence
我们估计的扩散超新星中微子背景（DSNB）使用最近的祖依赖，从巴塞尔组的长期超新星模拟，包括中微子振荡在几个反弹后的时间。假设在吸积阶段多角度物质抑制集体效应，我们发现振荡效应主要由物质驱动的MSW共振决定，而中微子-中微子集体效应的贡献在5-10%水平。中微子质量等级、随时间变化的中微子光谱和不同的祖星种群的影响是10%或更少，与超新星速率标准化的至少25%的不确定性相比很小。因此，假设中微子质量等级的符号将在未来十年内确定，未来对DSNB的探测将提供有关MSW振荡中微子光谱的近似信息。有了一个可靠的中微子发射模型，它的探测将是一个强大的工具，提供有关恒星形成率的补充信息，并了解恒星物理学。
Neutrino Emission from Cooper Pairs and Minimal Cooling of Neutron Stars
中子星冷却的最小冷却范式假设，由于任何直接Urca过程的中微子发射，无论是核子还是超子，玻色凝聚或解除限制夸克等外来物质，都不会发生增强冷却。这个方案的发展是为了取代和扩展所谓的标准冷却方案，包括中微子发射的库珀对打破和形成过程中发生的临界温度附近的超流体/超导体配对。最近，人们发现，库珀对中微子发射的矢量通道被抑制了一个大的因素相比，违反矢量电流守恒的原始估计。我们表明，库珀对中微子发射仍然是，然而，一个有效的冷却机制，通过轴向通道。因此，通过矢量通道消除库珀配对核子的中微子发射对中子星在最小冷却范式下的长期冷却只有很小的影响。我们进一步精确地量化了中子3 P2能隙大小的影响，并证明了观测结果与最小冷却范例之间的一致性，要求该能隙的临界温度T_c在恒星核心中的范围介于T_c^min < 0.2 x 10^9 K到T_c^max > 0.5 \times 10^9 K之间。此外，年轻的中子星必须具有不均匀的包层成分：一些必须具有轻元素成分，另一些必须具有重元素成分。除非满足这两个条件，否则大约有一半观测到的年轻冷却中子星与最小冷却范式不一致，并提供了存在增强冷却的证据。
Constraining the neutrino magnetic dipole moment from white dwarf pulsations
脉动的白矮星可以作为天体物理实验室来约束弱相互作用粒子的性质。将这些恒星的冷却速率与理论模型的预期值进行比较，使我们能够寻找由于轴子、中性伴子或具有磁偶极矩的中微子的发射而导致的额外冷却源。在这项工作中，我们推导出一个上限的中微子磁偶极矩使用的脉动DB白矮星PG 1351+489的周期变化率的估计。通过比较这颗恒星预期的理论周期变化率与PG 1351+489的周期随时间的变化率，我们评估了可能存在的额外冷却的中微子与磁偶极矩。我们的模型表明，在这个脉动的DB白矮星中存在一些额外的冷却，与非零磁偶极矩一致。我们对中微子磁偶极矩的上限比从白矮星光度函数或从球状星团M5的色星等图中推断出的其他极限限制要少一些，但仍然是相容的。进一步改进PG 1351+489主脉动模式的周期变化率的测量将是必要的，以确认我们的界限。
Supernova Neutrino Light Curves and Spectra for Various Progenitor Stars: From Core Collapse to Proto-neutron Star Cooling
我们提出了一系列新的超新星中微子光变曲线和光谱的数值模拟计算的各种祖星质量（13- 50 Msolar）和金属丰度（Z = 0.02和0.004），这将是有用的广泛的超新星中微子的研究，例如，地下探测器对未来中微子爆发探测的模拟，或对超新星遗迹中微子背景的理论预测。要遵循从崩溃的发病后20秒的核心反弹的演变，我们结合中微子辐射流体动力学模拟的早期阶段和准静态演化计算的中微子扩散的后期阶段的结果，与不同的值的冲击复兴时间作为一个参数，应该取决于仍然未知的爆炸机制。本文描述了计算方法和基本结果，包括对先驱体模型的依赖性和激波恢复时间。中微子数据是公开的电子版。
Neutrino Signal of Electron-Capture Supernovae from Core Collapse to Cooling
对一颗质量为8.8太阳的电子俘获超新星（SN）进行了球对称模拟，模拟了SN从坍缩到爆炸直至形成中的中子星几乎完全去质子化的全过程。由于中微子不透明度中核子-核子关联的存在，演化时间很短，约为9 s。经过一个短暂的吸积增强光度阶段（~200 ms），所有物种的光度均分变得几乎完美，电子反中微子和μ子/τ反中微子的光谱非常相似。我们讨论了中微子驱动的风作为核合成网站和SN中微子的味振荡的后果。
Constraining Neutrino Cooling using the Hot White Dwarf Luminosity Function in the Globular Cluster 47 Tucanae
利用哈勃空间望远镜观测了球状星团47 Tuccenda中白矮星冷却序列的上部（T_eff> 10 000 K），并测量了热白矮星的光度函数。与以前的大规模实地调查的结果比较表明，以前确定的高原在高有效温度可能是一个选择效应，因为没有这样的功能是在这个样本中看到。与理论模型的比较表明，目前对白矮星中微子发射的估计（主要是通过等离子体通道）是准确的，并且在95%的置信度下，变化在全球范围内不超过2倍。我们使用这些限制放置在各种建议的异国情调的排放机制，包括一个非零中微子磁矩，形成轴子，和排放的卡鲁扎-克莱因模式到额外的维度的限制。
Self-induced flavor instabilities of a dense neutrino stream in a two-dimensional model
我们考虑一个简化模型的自诱导味转换的致密中微子气体在两个维度，显示新的解决方案，自发地打破空间对称性的初始条件。由于中微子-中微子相互作用引起的对称性破缺，中微子气体的相干行为变得不稳定。这种不稳定性在总体的风味含量中产生大的空间变化。此外，它还导致不同的净轻子数通量域的创建。中微子气体从相干态到非相干态的转变与流动从层流态到湍流态的转变类似。这些发现将与超新星核心流出的中微子的自诱导转换有关。
Neutrino Emissivities as a Probe of the Internal Magnetic Fields of White Dwarfs
白矮星（WD）的演化主要取决于热过程。它们核心的等离子体可以产生从恒星逃逸的中微子，从而导致能量损失。虽然在没有磁场的情况下，主要的冷却机制是高温下的等离子体衰变和低温下的光子表面发射，但是即使是普通WD，也隐藏在表面下方的芯中的大磁场，并且分光偏振测量无法检测到，可能会在冷却中留下印记。在本文中，我们重新审视的贡献WD冷却源于中微子对同步辐射和磁场对等离子体衰变的影响。我们的关键发现是，即使观测限制了恒星表面的磁场强度，WD内部的磁场-无论是否有表面磁场-都可以强大到足以修改冷却速率，中微子对同步辐射是最重要的贡献。这种效应可能不仅与冷却异常的量化和解释相关，而且还表明WD的内部磁场应小于$\sim 6\times 10^{11}\,\rm G$，略微改善了来自稳定性要求的边界。虽然我们的WD结构的简化处理意味着需要进一步的研究，以减少系统的不确定性，比较的发射率的基础上的估计说明了潜在的中微子发射作为诊断工具，研究内部的WD。
Expanded calculation of weak-interaction mediated neutrino cooling rates due to $^{56}$Ni in stellar matter
为了研究大质量恒星恒星演化的各个阶段，需要精确地估计中微子冷却速率。原中子星的中微子损失在决定这些恒星是否会被压碎成黑洞或爆炸成超新星方面起着至关重要的作用。纯轻子过程和弱相互作用过程都对中微子在恒星物质中的能量损失有贡献。在低温度和低密度下，作为前超新星演化的早期阶段的特征，通过由弱相互作用产生的中微子冷却是重要的。质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于计算$fp$壳层核素的恒星弱相互作用率。在大质量恒星演化的早期阶段，轻子-重子比（$Y_{e}$）的变化主要是由于电子在$^{56}$ Ni上的俘获。恒星物质对大质量恒星超新星前演化过程中产生的中微子是透明的。这些中微子逃离了这个位置，帮助恒星核心保持较低的熵。本文用pn-QRPA理论对恒星物质中$^{56}$ Ni引起的弱相互作用介导的中微子和反中微子冷却速率进行了扩展计算。这种详细的比例尺适用于插值目的，并且对于仿真代码具有更大的实用性。将计算出的比率与先前的计算进行比较。在恒星物质的相关温度和密度区域，所报道的速率与壳层模型的速率差别不大，可能有助于大质量恒星恒星演化的前超新星阶段轻子-重子比的微调。
Neutrino flavor evolution in dense environments and the r-process
在稠密的环境中，标准和非标准中微子与背景粒子的相互作用触发了各种各样的味道机制，这些机制可以影响r-过程核合成丰度。未来对银河系外超新星的观测将告诉我们中微子的性质以及产生中微子的天体物理来源。即将进行的漫超新星中微子背景测量构成了一个独特的信息来源。我们强调最近的一些事态发展。
Neutrino cooling rates due to $^{54,55,56}$Fe for presupernova evolution of massive stars
精确估算中微子能量损失率对于研究恒星演化的后期阶段，特别是中子星和白矮星的冷却是非常必要的。质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于恒星铁同位素弱相互作用率的微观计算。在这里，我提出了详细的计算中微子和反中微子冷却率由于关键铁同位素在恒星物质中使用pn-QRPA理论。速率是在适合于堆芯坍塌模拟器的温度-密度尺度的细网格上计算的。将计算出的比率与先前的计算进行比较。由于铁的同位素的中微子冷却率是在整体上很好的协议使用大尺度壳模型计算的速率。在大质量恒星的前超新星演化过程中，从氧壳层燃烧到对流核硅燃烧阶段结束前后，由$^{54}$ Fe引起的中微子冷却速率比相应的壳层模型速率大3 ~ 4倍。在以前的计算中使用的布林克假设有时会导致错误的结果。Brink假设假定所有激发态的Gamow-Teller强度分布是相同的。然而，计算结果表明，激发态的质心和总强度与基态分布有明显的不同。热布居激发态强度分布的这些变化可以相当显著地改变总的弱相互作用速率。由于正电子俘获和铁同位素的$β$衰变，计算出的反中微子冷却速率比相应的中微子冷却速率小几个数量级，特别是在低温和高恒星密度下，可以安全地忽略不计。
Core-collapse Supernova Constraint on the Origin of Sterile Neutrino Dark Matter via Neutrino Self-interactions
新的中微子自相互作用可以为无菌中微子暗物质（S $ν$ DM）的残余丰度开辟可行的参数空间。在这项工作中，我们使用核心坍缩超新星来约束遗迹目标，这与S $ν$ DM主要产生时的早期宇宙时代具有相同的基本过程和相似的环境。我们提出了一个详细的计算上的超新星冷却速率的大规模标量介导的中微子自相互作用的影响，包括推导的热势存在的非零化学势从等离子体物种。我们的研究结果表明，超新星冷却的论点可以涵盖中微子自相互作用参数空间，补充地球和宇宙学探测。
Constraining white dwarf structure and neutrino physics in 47 Tucanae
我们提出了一个强大的统计分析的白矮星冷却序列在47图森。我们结合HST紫外和光学数据在集群的核心，恒星演化实验模块（MESA）白矮星冷却模型，白矮星大气模型，人造星测试，和马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样方法，以适应白矮星冷却模型，我们的数据直接。我们使用一种称为未分箱极大似然的技术来拟合这些模型，而无需分箱。我们利用这些数据来限制中微子的产生和这些白矮星中氢层的厚度。数据倾向于较厚的氢层$(q_\mathrm{H}=3.2\e{-5})$，我们可以强烈排除薄层$(q_\mathrm{H}=10^{-6})$。目前模型中的中微子速率与数据一致。这种分析并没有对中微子种类的数量提供限制。
Neutrino-antineutrino correlations in dense anisotropic media
在平均场近似下，我们导出了描述介质中（反）中微子传播的最一般的演化方程。特别是，我们认为各种类型的中微子反中微子混合，狄拉克和马约拉纳领域，无论是从非平凡的对相关性或螺旋相干由于非零中微子质量。我们表明，除非介质是空间均匀和各向同性的，这些相关性是由通常的中微子和反中微子密度的来源。这在天体物理环境中可能是重要的，例如核心坍缩超新星。
Self-similarity relations for cooling superfluid neutron stars
我们考虑具有核子核的冷却中子星模型，核子核具有中等强度的中子三重态超流性。当内部温度下降到低于核心上的最高临界温度$T_{\rm C}$时，这种超流性开始出现。它产生了一个中微子爆发由于库珀配对的中子，大大加速冷却。我们表明，内部温度$T$内的恒星冷却$0.6\,T_{\rm C} \lesssim T \leq T_{\rm C}$描述的解析自相似关系。测量的有效表面温度的恒星和它的下降，补充假设恒星的质量，半径和组成的热覆盖信封，允许一个家庭的冷却模型参数化的值$T_{\rm C}$。每个模型重建的冷却历史的恒星，包括其中微子发射水平的中子超流开始和库珀配对中微子的强度。最后，利用这些结果解释了仙后座A超新星遗迹中中子星的观测结果。
Neutrinos from dense environments : Flavor mechanisms, theoretical approaches, observations, and new directions
本文综述致密环境中中微子的味改变机制、相关理论方法与观测意义，梳理了从中微子-中微子相互作用到多领域关联的研究进展，并指出其对解答恒星爆炸、r过程位点及未来中微子观测的价值。
Thermonuclear fusion in dense stars: Electron screening, conductive cooling, and magnetic field effects
本文研究了白矮星内部和中子星液体包层中等离子体关联对碳氧非共振热核反应的影响。我们研究了在线性混合规则之外的稠密等离子体中电子屏蔽对热核反应热力学增强的影响。利用这些改进的增强因子，我们计算了白矮星和中子星中碳和氧的点火曲线。考虑到中子星包层的详细热结构，评估了中子星包层的能量平衡和点火条件。将结果与文献中常规使用的简化的“单区模型”进行比较。我们还考虑了强磁场对磁星海洋点火曲线的影响。
Axions from cooling compact stars: pair-breaking processes
中子星一旦在超新星爆炸中形成，在其生命的最初10^4-10^5年期间，通过中微子的释放迅速冷却。本文计算了在正常-超流相变的临界温度T_c以下，恒星重子组分的轴子发射率。轴子的产生是由一个电荷中性的弱过程驱动的，与库珀对断裂和复合有关。轴子冷却不能掩盖中微子冷却的要求使轴子衰变常数f_a的下限大于6 10^9 T_{c9} ^{-1} GeV，其中T_{c9} = T_c/10^9 K。这转化为轴子质量的上限m_a < 10^{-3} T_{c9} eV。
Strong neutrino cooling by cycles of electron capture and $β^-$ decay in neutron star crusts
吸积中的中子星外壳（包括其最外层的一公里）的温度是由高密度核反应加热、中微子冷却和来自内部的热传输决定的。被加热的地壳被认为会影响较浅深度的可观测现象，例如吸积包层中的热核爆发。在这里，我们报告说，电子捕获和它的逆周期，$β^-$衰变，涉及富中子核在一个典型的深度约150米，冷却外中子星地壳发射中微子，同时也热去耦的表层从更深的地壳。这种Urca机制已经在白矮星和Ia型超新星的背景下进行了研究，但迄今为止还没有考虑过中子星，因为以前的模型使用零温度近似计算地壳反应，并假设在任何给定的深度只有一个单一的核物种。这种热退耦意味着X射线爆发和其他地表现象在很大程度上与地壳深部加热的强度无关。因此，观测到的高能热核超级爆发的重现时间出乎意料地短，大约为几年，并不是热地壳的指示，而是指向中子星表面附近未知的局部加热机制。
Old neutron stars as a new probe of relic neutrinos and sterile neutrino dark matter
本文提出利用老中子星与遗迹中微子或惰性中微子暗物质的相干散射导致的冷却或加热效应，作为新探针，可被JWST等望远镜观测，从而探测暗物质参数空间。
Urca Cooling in Neutron Star Crusts and Oceans: Effects of Nuclear Excitations
原子核的激发态结构可以改变恒星环境中的核过程。在这项工作中，我们研究的影响，核激发Urca冷却（反复来回β衰变和电子捕获在一对核同位素）在地壳和海洋的中子星。我们首次给出了Urca过程中微子光度的表达式，它可以解释Urca对两个成员的激发态。我们使用我们的新公式与国家的最先进的原子核结构输入计算候选Urca冷却对中微子光度。我们的核输入包括最新的实验数据，并辅以使用投影壳模型的计算。我们发现，与以前的结果，只考虑基态的两个核对，我们计算的中微子光度不同的Urca对随环境温度的变化敏感，可以从根本上不同的一个过渡近似。
Nonstandard interactions of neutrinos with dense matter
本文利用实验给出的非标准相互作用矢量与轴矢耦合界限，计算致密物质中中微子的微分散射截面和平均自由程，揭示其对耦合数值与符号的高度敏感性。
Cooling compact stars and phase transitions in dense QCD
我们报告了新的模拟冷却的紧凑型恒星包含夸克核心和更新适合的Cas A快速冷却数据。我们的模型是建立在这样一个假设上的，即在Cas A中的恒星的瞬态行为是由于在恒星核心的致密QCD物质内的相变。具体地说，快速冷却是由于中微子发射的增强，这是由从完全带隙的、双味的、红绿色超导夸克凝聚体到超导晶体或替代的无带隙的、色超导相的转变触发的。蓝色凝聚体被模拟为具有自旋1配对序参量的Bardeen-Cooper-Schrieffer（BCS）型彩色超导体。我们研究的灵敏度适合的相变温度，蓝夸克的配对间隙和时间尺度表征的相变（后者建模的宽度参数）。这些参数在其最佳拟合值附近的相对变化大于$10^{-3}$会破坏数据的拟合。我们证实了以前的发现，冷却曲线显示出显着的变化作为一个紧凑的恒星质量的函数，这使得一个占分散在热发射中子星的表面温度的数据。
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。
Cooling of Hybrid Stars with Spin Down Compression
我们研究了与自旋下降耦合的混合星的冷却。由于混合星的自旋下降，内部密度不断增加，在不同的演化阶段可能触发不同的中微子反应（从修正的Urca过程到夸克和核子直接Urca过程）。计算了不同反应的中微子发射率，模拟了旋转混合星的冷却曲线。结果表明，如果在自旋下降过程中发生直接的urca反应，混合星的冷却曲线明显依赖于磁场。通过与过渡态静态模型结果的比较，我们发现转动模型的冷却行为更为复杂，恒星温度更高，特别是在转动过程中出现直接的urca反应时。然后我们发现，某些旋转混合星的温度预测值与脉冲星的数据一致，这与过渡方法的结果相矛盾。
Cooling of Compact Stars with Color Superconducting Phase in Quark Hadron Mixed Phase
我们提出了一个新的方案，考虑到仙后座A（Cas A）的中心源的紧凑型恒星的冷却。Cas A的观测结果表明，中心源是一颗有效温度很高的致密星，这与没有奇异相的冷却是一致的。观测还给出了$M \geqslant 1.5 M_\odot$的质量范围，这可能与目前紧凑型恒星的合理冷却方案相冲突。有一些冷却的致密星，如船帆座或3C58，几乎不能用最小冷却方案来解释，其中包括核子超流性（PBF）的中微子发射。因此，我们调用外来冷却过程，其中较重的恒星比较轻的恒星冷却得快。然而，这种情况似乎与Cas A的观察不一致。因此，我们提出了一个新的冷却方案来解释观察到的Cas A通过构建模型，其中包括一个夸克的颜色超导（CSC）阶段与一个大的能隙，这个阶段出现在高密度区域，并降低中微子发射率。在我们的模型中，致密星具有CSC夸克核，其低中微子发射率被正常夸克形成的高发射率区域包围。我们目前的冷却曲线从致密的恒星的演化计算：而较重的恒星冷却缓慢，和较轻的指示相反的趋势，不考虑核子超流性。此外，我们表明，我们的方案是一致的，在过去的10年中，包括核子超流性的Cas A的有效温度的最新观测。
Analytic approximations of neutrino luminosities and heat capacities of neutron stars with nucleon cores
本文导出了适用于广泛的一类稠密核子物质状态方程的具有核子核的中子星的中微子光度和热容的解析近似。中微子光度近似的三种情况下，它们是由（i）直接Urca或（ii）非超流物质中的修改Urca过程，或（iii）中子-中子碰撞中的中微子对韧致辐射（当其他中微子反应被强质子超流抑制时）产生的。对非超流核和强质子超流核两种情况下的热容进行了近似计算。该结果可以大大简化在中微子和光子冷却阶段具有等温内部的冷却中子星的数值模拟以及X射线瞬变下中子星准定态内部热态的模拟。为了说明，一个独立的模型分析的热状态，后者的来源概述。
Magnetar superconductivity versus magnetism: neutrino cooling processes
我们描述的微观物理，现象学，和天体物理学的影响$B$ -场诱导的不成对效应，可能会发生在磁星，如果当地的$B$ -场在磁星的核心超过一个临界值$H_{c2}$。利用Ginzburg-Landau超导理论，考虑到质子凝聚体与背景中子凝聚体耦合产生的修正（$\le 30\%$），我们导出了质子凝聚体的$H_{c2}$场。质子凝聚体配对的密度依赖性意味着$H_{c2}$在壳核界面处最大，向恒星中心减小。因此，具有均匀恒定场的磁星芯对于“中场”磁星（$10^{15}\le B\le 5 \times 10^{16}$ G）将是部分超导的，而“强场”磁星（$B>5\times 10^{16}$ G）将没有超导性。磁星核心的中微子发射率以两种方式变化：（i）~ $B$ -场辅助的直接Urca过程被增强了几个数量级，因为在$B\ge H_{c2}$的区域中存在非配对效应;（ii）~质子的库珀对断裂过程在这些区域消失，并且对断裂过程的总发射率仅减少了几倍。
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