Effects of rotochemical heating on the thermal evolution of superfluid neutron stars
Chun-Mei Pi
作者考虑了旋转化学加热效应，这可能使冷却方案不同。他们的模型与观测数据一致。
The authors take the rotochemical heating effect into account, which may make the cooling scenario different. Their model is consistent with the observation data.
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。
继续探索
Rotochemical heating in millisecond pulsars with Cooper pairing
当旋转的中子星失去角动量时，离心力的减少使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力，并导致偏离β平衡，从而提高了中微子的发射率并产生了热能。这种机制被称为旋转化学加热，以前曾对非超流物质的中子星进行过研究，发现它们达到了准稳态，其中自旋下降改变平衡浓度的速率与中微子反应恢复平衡的速率相同。另一方面，中子星内部被认为含有超流核子，它通过抑制中微子反应和比热，并开启新的库珀配对反应来影响恒星的热演化。在这项工作中，我们描述了库珀配对的热效应与空间均匀的能隙的中子和质子的旋转化学加热在毫秒微扰（MSP）时，只允许修改Urca反应。我们发现，化学不平衡增长到一个接近能隙的值，这是高于一个非超流的情况下。因此，库珀配对预测的表面温度较高，并解释了MSP J 0437 -4715的最新测量结果。
Rotochemical heating of neutron stars in 2D
本文在二维轴对称广义相对论框架下首次开展旋转化学加热模拟，发现旋转化学加热阶段的冷却曲线对核心EOS存在强依赖，修正了此前认为依赖极弱的结论。
Rotochemical heating with a density-dependent superfluid energy gap in neutron stars
当旋转的中子星失去角动量时，离心力的减少使其收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力并导致偏离β平衡，引起释放热量的反应（旋转化学加热）。费尔南德斯和赖森格以前曾研究过这种效应，他们研究的是非超流物质的中子星，而彼得罗维奇和赖森格研究的是超流物质，发现两种情况下的系统都达到了准稳态，对应于压缩（由于角动量的损失）和试图恢复平衡的反应之间的部分平衡。然而，Petrovich和Reisenegger假设超流体能隙的值是恒定的，而理论模型预测的是依赖于密度的能隙振幅，因此能隙取决于恒星的位置。在这项工作中，我们试图区分几个建议的差距模型，比较预测的表面温度测量值最近的毫秒脉冲星，J 0437 -4715。
Dark Matter Heating vs. Rotochemical Heating in Old Neutron Stars
宇宙中的暗物质（DM）粒子通过与普通物质的相互作用在中子星（NS）中积累。已知它们在NS核内的湮灭导致晚期加热，由此，对于NS年龄$t \gtrsim 10^{6-7}$年，表面温度变为恒定值$T_s \simeq (2-3) \times 10^3$ K。然而，这一结论是基于NS在其整个生命周期中保持β平衡的假设得出的，这对于旋转的恒星是无效的。脉冲星自转的减慢使NS物质脱离β平衡，由此产生的化学势不平衡引起了后期加热，称为旋转化学加热。该效应可将NS加热至$T_s \simeq 10^6$ K达$t \simeq 10^{6-7}$年。事实上，最近的观测发现了几个旧的NS，其表面温度远高于标准冷却情景的预测，并与旋转化学加热相一致。出于这些观察结果，在这封信中，我们重新评估的意义DM加热NS，包括旋转化学加热的效果。然后，我们表明，DM加热的签名仍然可以检测到在老的普通恒星，而它是隐藏的老毫秒恒星的旋转化学加热。然而，为了证实DM加热的证据，有必要提高我们对核子配对能隙的认识，并准确地评估中微子的初始周期。在任何情况下，发现一个非常冷的NS可以给DM加热，从而DM模型的强大的约束。为了证明这一点，作为一个例子，我们还讨论了DM是电弱多重态的中性分量的情况下，并表明，观察NS与$T_s \lesssim 10^3$ K施加了严格的约束，这样的DM候选人。
Rotochemical heating of millisecond and classical pulsars with anisotropic and density-dependent superfluid gap models
当旋转的中子星失去角动量时，离心力的逐渐减小使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力并导致偏离β平衡，引起释放热量的反应（旋转化学加热）。Fernández & Reisenegger（2005）在非超流中子星中研究过这种效应，Petrovich & Reisenegger（2010）在超流毫秒中子星中研究过这种效应。这两项研究都发现，类星体达到了一个准稳态，在这个准稳态中，使物质脱离β平衡的压缩被试图恢复平衡的反应所平衡。我们通过考虑超流能隙的密度依赖性和各向异性的影响来扩展以前的研究，对于主导反应是修改的Urca过程的情况，质子是非超导的，并且中子超流性由文献中提出的模型参数化。通过与毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715的表面温度和21个经典双光子星的上限温度的比较，我们发现毫秒脉冲星只能用有效能隙最大的模型（B型模型）来解释，经典双光子星则需要能隙在某个角度消失的模型（C型模型）和两种不同的包线组成。因此，没有一个单一的中子超流性模型可以同时解释非吸积中子星的所有观测结果的热发射，这可能是由于我们忽略了质子超导性。
The effect of deconfinement phase transition on rotochemical deviations in stars containing mixed phase matter
当中子星向下旋转时，它的核心密度增加，改变相对平衡浓度，并引起解除禁闭的相变。强子物质在内部转化为夸克物质，从而增强了化学平衡态的偏离。我们研究了这种偏离及其化学能的释放，并将其应用到冷却中子星的模拟中，发现中子星的表面有效温度明显提高。这意味着解除禁闭相变能够提高化学加热效率。
Explaining the thermal emission of old neutron stars with rotochemical heating and magnetized superconducting protons
研究发现，老中子星的热辐射可通过旋转化学加热和磁化超导质子机制解释，质子配对间隙较大而中子间隙较小，毫秒脉冲星需弱磁场。
Internal Heating of Old Neutron Stars: Contrasting Different Mechanisms
毫秒脉冲星J 0437 -4715的热辐射不能用没有加热机制的中子星的标准冷却模型来解释。我们研究了三种由脉冲星的旋转制动控制的加热机制：固体地壳的破裂，超流涡旋蠕变和非平衡反应（“旋转化学加热”）。我们发现地壳开裂机制不会产生可检测到的加热。考虑到加热机制对自旋下降参数的依赖性，这导致不同的类星体的温度不同，我们研究了两种类型的类星体的热演化：年轻的，缓慢旋转的“经典”类星体和老的，快速旋转的毫秒类星体（MSP）。我们发现，旋转化学加热和涡蠕动机制可以是重要的经典的微扰和MSP。
Rotochemical heating in millisecond pulsars: modified Urca reactions with uniform Cooper pairing gaps
背景：当旋转的中子星失去角动量时，离心力的减少使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力，并导致偏离β平衡，从而提高了中微子的发射率并产生了热能。这种机制被称为旋转化学加热，以前曾对非超流物质的中子星进行过研究，发现它们达到了准稳态配置，其中自旋下降改变平衡浓度的速率与中微子反应恢复平衡的速率相同。目的：本文描述了在只允许修正的Urca反应的情况下，具有空间均匀的中子能隙Δ n和质子能隙Δ p的Cooper对对在毫秒级微扰（MSP）中的旋转化学加热的热效应。由此，我们可以确定产生不同热演化的MSP所需的中子和质子的超流能隙的幅度。结果如下：我们发现，恒星中的化学不平衡增长到阈值Δ_{thr}= min（Δ_n+ 3Δ_p，3Δ_n+Δ_p），这比没有超流时的准稳态要高.因此，超流MSPs比非超流MSPs需要更长的时间才能达到准稳态，并且在这种状态下具有更高的光度，由L_γ~（1-4）10^{32}Δ_{thr}/MeV \dot{P}_{-20} / P_{ms} ^3 erg s^-1给出。在0.05 MeV<Δ thr <0.45 MeV的条件下，我们可以解释PSR J 0437 -4715的紫外发射。
Internal Heating of Old Neutron Stars: Contrasting Different Mechanisms
背景：中子星的标准冷却模型预测年龄为$t>10^{7}$ yr的温度为$T<10^{4}$ K。然而，从毫秒脉冲星J 0437 -4715探测到的可能的热辐射，自旋下降年龄为$t_s \sim 7\times10^9$ yr，意味着温度为$T\sim 10^5$ K。因此，加热机制需要添加到冷却模型，以获得理论和观测之间的协议。目的：在中子星中有几种内部加热机制，例如磁场衰减、暗物质吸积、地壳破裂、超流体涡旋蠕动和非平衡反应（“旋转化学加热”）。我们研究这些机制，以确定哪些可能是老恒星热辐射的主要来源。研究方法：我们通过简单的估计表明，磁场衰减、暗物质吸积和地壳破裂机制不太可能对老中子星产生显著影响。使用Fernández和Reisenegger的代码计算其他机制的热演化。考虑到加热机制对自旋下降参数的依赖性，我们研究了两种类型的类星体的热演化：年轻的、缓慢旋转的“经典”类星体和年老的、快速旋转的毫秒类星体。结果：我们发现，磁场衰减，暗物质吸积，地壳破裂不会产生可检测到的加热老恒星。旋转化学加热和涡旋蠕动对于经典的双光子晶体和毫秒双光子晶体都是重要的。对经典的涡旋表面温度的更严格的上限可以排除涡旋蠕动作为热辐射的主要来源。经典恒星的旋转化学加热是由其早期自旋下降期间建立的化学不平衡驱动的，因此对初始旋转周期非常敏感。
Thermal Evolution of Neutron Stars as a Probe of Physics beyond the Standard Model
中子星的热演化是研究超越标准模型的物理问题的一个探索。首先，我们详细回顾了NS的标准冷却理论，重点是核子超流性的作用。然后我们讨论了轴子和暗物质（DM）的非标准演化，轴子的产生增强了冷却，而DM吸积导致NS加热。为了评估DM加热的效果，我们需要将其与旋转化学加热进行比较，旋转化学加热是由NS中的平衡β过程引起的。在本论文中，我们还研究了中子和质子超流性下的旋转化学加热。
Long-period thermal oscillations in superfluid millisecond pulsars
在以前的论文中，我们已经证明，当中子星的旋转速度减慢时，由于粒子混合物的逐渐变化，它的内部会被加热（旋转化学加热）。在以前研究的情况下（非超流中子星或只有修改Urca反应的超流星），这导致了一个准稳态，其中恒星辐射热光子很长一段时间，可能解释了从毫秒脉冲星J 0437 -4715观察到的紫外线辐射。第一次，我们探讨了旋转化学加热与直接Urca反应和均匀和各向同性的超流能隙的不同大小的现象。我们首先做探索性的工作，通过整合的热和化学演化方程数值不同的能隙，揭示了丰富的现象学的稳定和不稳定的解决方案。为了理解这些，我们围绕准稳态进行稳定性分析，确定增长，衰减和振荡解决方案的特征时间。对于小的差距，现象是类似于以前研究的情况下，在这个意义上说，解决方案迅速收敛到一个准稳态。对于大的能隙（$\gtrsim 0.05$ MeV），这些解变得不稳定，导致周期性的极限环行为（$\sim 10^{6-7} yr, in which the star is hot ($ T_s \gtrsim 10^5 $ K) for a small fraction of the cycle ($ \sim 5- 20%$），并且冷的时间更长。
Long-lasting accretion-powered chemical heating of millisecond pulsars
分析了超导中子星核中的磁场对毫秒级中子星化学加热的影响。我们认为，磁场破坏质子超导性的一些体积分数的恒星核心，从而允许不受抑制的非平衡反应的粒子相互转换。这些反应将中子星核心在低质量X射线双星阶段积累的化学能转化为热量。这种加热可以在停止吸积后的MSP阶段（具有表面温度$\sim 10^5\,\rm K$）保持NS温暖超过十亿年，而不需要诉诸旋转化学加热机制。
Internal heating mechanisms in neutron stars
本文研究中子星的内部加热机制，重新审视了费米子暗物质动力学加热、旋转化学加热和磁场衰减，发现这些机制能解释年龄略大于 $\sim 10^{6} \, {\it{yr}}$ 的NS，但无法解释更老的“黑寡妇”系统的高温，表明存在未知加热因素。
The neutron star in Cassiopeia A: equation of state, superfluidity, and Joule heating
考虑快中微子发射过程，研究仙后座A年轻中子星的热磁演化。特别是，我们认为中子星模型从状态方程计算的框架内的Brueckner-Bethe-Goldstone多体理论和变分方法，并获得与Akmal-Pandharipande-Ravenhall状态方程的模型。结果表明，如果考虑到地壳中小尺度磁场的耗散所产生的焦耳热，则有可能解释仙后座A中中子星的快速冷却机制.因此，我们认为，它是很难把严格的限制超流间隙，如果焦耳加热被认为是。
Hubble Space Telescope non-detection of PSR J2144-3933: the coldest known neutron star
我们报告了哈勃太空望远镜在一个光学波段（F475 X）和两个远紫外波段观测中没有探测到$\sim 3\times 10^8$年龄大、速度慢、孤立的旋转动力脉冲星PSR J2144 $-$ 3933（F125 LP和F140 LP），分别在枢轴波长4940 nm、1438 nm和1528 nm处产生上界$F_{\rm F475X}< 22.7$ nJy、$F_{\rm F125LP}< 5.9$ nJy、$F_{\rm F140LP}< 19.5$ nJy。在黑体谱的假设下，我们推导出了脉冲星$T<42,000$ K的表面（未红移）温度的保守上限。这使得PSR~J2144--3933成为已知最冷的中子星，使我们能够研究老中子星的热演化模型。这个温度与直接或修改后的Urca反应（包括旋转化学加热）模型一致，并且考虑到中子涡旋线运动产生的摩擦加热，它为中子超流体$J<10^{44}\,\mathrm{erg\,s}$中的多余角动量设定了上限。
Magnetars: super(ficially) hot and super(fluid) cool
我们研究在何种程度上推断的磁星表面温度在静止可以限制在中子星的核心和磁场衰变的作用的超流体的存在。通过对中子星冷却过程进行详细的模拟，我们发现，极强的加热场衰变的核心不能产生高的表面温度，也不能延迟中子超流性的发生。我们验证了Kaminker等人的结果，即，高磁星表面温度需要在中子星壳中加热，并且壳加热与核中的冷却/加热分离。因此，由于地壳加热掩盖了核心加热，因此不可能纯粹从高表面温度得出磁星核心处于非超流状态的结论。从我们的内部温度演化和质子超导性的核心后，我们发现，中子超流性的核心发生在中子星形成后不到几百年。在磁场< 10^16 G时，由于核心磁场衰减，该起始时间不受加热的影响。因此，所有已知的中子星，包括磁星在内，如果没有一个包含奇异粒子的核心，应该有一个由超流中子和超导质子组成的核心。
Afterburst thermal relaxation in neutron star crusts
我们研究了中子星在地壳内部加热事件（爆发）后的热弛豫。我们认为薄和厚的球对称加热器，超流和非超流地壳，恒星与开放和禁止直接Urca过程在其核心。特别是，我们分析了长期的热弛豫后，在完全或部分吸积地壳的瞬态吸积中子星核变换产生的地壳深部加热。这种长期弛豫有一个典型的弛豫时间和地壳与地核热平衡的总的有限持续时间。如果加热器位于地壳内部，地壳内部的中子超流性对弛豫有很大影响。它缩短并统一了热波从加热器到表面的出现时间。这对于解释在准持久低质量X射线双星中观测到的磁星和瞬时吸积中子星爆发是很重要的。
Cooling Theory Faced with Old Warm Neutron Stars: Role of Non-Equilibrium Processes with Proton and Neutron Gaps
最近的观测已经发现了几个古老的温暖中子星的候选者，它们的表面温度高于标准中子星冷却方案的预测，因此需要一些加热机制。受这些观测的启发，我们研究了中子星在最小冷却情况下的非平衡β过程，这在中子星中是不可避免的。这种非平衡过程在中子星的核心产生了晚期加热，称为旋转化学加热，并显著改变了中子星表面温度的时间演化。为了对这种加热效应进行现实的分析，我们同时在计算这个过程的速率和发射率时考虑了单线态质子和三线态中子的配对间隙，其中还考虑了这些配对间隙对核子密度的依赖性。然后，我们将预测的中子星表面温度与最新的观测数据进行比较。我们发现同时包含质子和中子能隙有利于解释古老的温暖中子星，因为它增强了加热效应。然后发现，旧的温暖毫秒双星J2124-3358和J 0437 -4715的观测到的表面温度，解释了各种选择的核子间隙模型。通过选择每个中子星的初始自转周期，同样的设置与普通中子星的观测温度兼容，包括古老的温暖中子星J 0108 -1431和B 0950 +08。特别地，如果J2144-3933的初始周期为$\gtrsim 10\,\mathrm{ms}$，则可以满足J2144-3933的表面温度上限。
Quiescent luminosities of accreting neutron stars with different equation of states
我们用几个状态方程模拟了吸积中子星的静态光度，包括π凝聚和超流性的影响。作为与观测结果比较的结果，我们表明，Togashi EoS的结果（强烈的直接Urca过程被禁止）和TM 1 e EoS（直接Urca过程的质量是$2.06 M_\odot$）可以通过考虑π凝聚和超流性的影响很好地解释观测结果，而LS 220 EoS和TM 1 EoS考虑了重子直接Urca过程和超流性的影响，能很好地解释观测结果。此外，我们还将计算结果与一颗平均质量吸积率较低的中子星RX J 0812.4 -3114的观测结果进行了比较（$\langle\dot{M}\rangle\sim(4-15)\times 10^{-12}~M_\odot ~\rm yr^{-1}$）但热光度高（$L_q^\infty\sim(0.6-3)\times10^{33}~\rm erg ~ s^{-1}$），我们认为，低质量的中子星（$<1M_\odot$）能解释RX J0812.4-3114热光度观测的下限，这与以前的工作~ \cite{Zhao2019}定性一致。然而，要解释它的上限，除了标准的地壳深部加热之外，可能还需要一些其他的加热机制。
The role of $r$-mode damping in the thermal evolution of neutron stars
通过耦合二阶模型描述的$\textit{r}$模不稳定性的演化，研究了中子星的热演化.由于$\textit{r}$模的剪切粘性阻尼引起的加热效应，使我们能够理解两个年轻中子星（即，PSR B 0531 +21和RX J 0822 -4300），而且，在可接受的参数范围内，该模型预测的光变曲线可能涵盖了$npe$面板中所有的年轻和中年恒星，而不需要在早期的一些工作中引入人为的强$p$超流性。此外，通过考虑$\textit{r}$模的辐射粘性阻尼，发现了一种令人惊讶的额外冷却效应，这种效应有时甚至超过加热效应，尽管在热历史中起着不可忽视的作用。
Neutron star heating vs. HST observations
研究通过计算中子星的热演化，探讨加热机制对观测到的高温度的解释，发现单一机制无法解释所有源，提出结合旋转化学加热与涡旋蠕变的模型能解释多个脉冲星。
Fast cooling and internal heating in hyperon stars
最大质量接近$2 \ M_{\odot}$的中子星模型达到高的中心密度，这可能激活核子和超子直接Urca中微子发射。为了缓解快速理论冷却速率和中等磁化孤立热辐射恒星（$L_γ \gtrsim 10^{31}$ erg s $^{-1}$在$t \gtrsim 10^{5.3}$ yr）的热光度观测之间的紧张关系，需要一些内部热源。由内部加热器提供的功率估计的现象源在内部地壳和焦耳加热由于磁场衰减，假设不同的超流模型和组成的外部恒星信封。结果发现，热功率为$W(t) \approx 10^{34}$ erg的$^{-1}$允许中子星模型，以匹配观测的中等磁化，孤立的恒星年龄$t \gtrsim 10^{5.3}$年。必要的$W(t)$可由焦耳加热提供，这是由于地壳局限的初始磁场配置，具有（一）混合极向-环向场，在偶极极向分量的极处具有表面强度$B_{\textrm{dip}} = 10^{13}$ G，且$\sim 90$占存储在环向分量中的磁能的百分比;以及（二）具有$B_{\textrm{dip}} = 10^{14}$ G的纯极向配置。
Vortex Creep Heating vs. Dark Matter Heating in Neutron Stars
本研究以涡旋蠕变加热为例，结合温度观测与理论计算，证明中子星中该内部加热效应主导暗物质加热，且涡旋-核相互作用需比估算值小几个数量级才能改变此结论。
Vortex Creep Heating in Neutron Star Cooling: New Insights into Thermal Evolution of Heavy Neutron Stars
针对老年重中子星温度偏高无法用标准冷却模型解释的问题，本研究拓展冷却框架纳入涡旋蠕变加热（VCH）与直接Urca过程，发现VCH可显著缓解快速冷却，为大质量中子星提供新演化路径。
Thermal luminosity degeneracy of magnetized neutron stars with and without hyperon cores
强烈的地壳电流的消散在冷却的中子星中产生了高的焦耳加热率。在这里，它表明，焦耳加热可以抵消快速冷却，使其难以推断超子（加速冷却）的存在下，从所观察到的热光度$L_γ$的测量。有和没有超子核心的模型匹配年轻磁星的$L_γ$（极面有极偶极场$B_{\textrm{dip}} \gtrsim 10^{14}$ G，$t \lesssim 10^5$年有$L_γ \gtrsim 10^{34}$ erg s $^{-1}$），以及成熟的中等磁化的恒星（$t \gtrsim 10^5$年有$B_{\textrm{dip}} \lesssim 10^{14}$ G和$10^{31} \ \textrm{erg s}^{-1} \lesssim L_γ \lesssim 10^{32}$ erg s $^{-1}$）。在磁星中，地壳温度几乎不受超子直接冷却的影响，不管超子直接冷却是否被超子超流抑制。不含超子的轻磁星和含超子的重磁星的热光度都有相同范围的$L_γ$，几乎无法区分。同样，具有$B_{\textrm{dip}} \lesssim 10^{14}$ G但具有强内场的中子星的$L_γ$数据不适合提取关于状态方程的信息，只要超子是超流的，其最大能隙幅度为$\approx 1$ MeV。
Rapid cooling of neutron star in Cassiopeia A and r-mode damping in the core
对Cas A中中子星的快速冷却提出了另一种解释。这表明，明星正在经历恢复期后的r-模式加热过程，假设明星是差分旋转。像中子超流触发模型一样，我们的模型预测快速冷却将持续几十年。然而，这两个模型的行为略有不同，它们可能会在不久的将来通过观察来区分。
Quiescent luminosities of transiently accreting neutron stars with neutrino heating due to charged pion decay
我们用中微子加热的新机制研究了吸积中中子星的静态光度，其中中微子加热是由中子星吸积过程中表面核碰撞产生的带电π介子衰变产生的。对于低质量中子星（$\lesssim1.4~M_{\odot}$），由于中微子加热很小（每个吸积核子的中微子能量为$\lesssim1$ MeV）或没有中微子加热，所以对静态光度没有影响或影响很小。而对于大质量中子星（$\gtrsim2~M_{\odot}$），在每个吸积核子2-6 MeV的中微子能量范围内，其静态光度的增强更为明显。对1H 19605+00、SAXJ1808.4 -3658等冷中子星的观测，如果考虑到快冷和重元素表面，可以用中微子加热来解释。对于RXJ0812.4 -3114这样的热中子星，如果对轻元素表面的大质量恒星禁止直接Urca过程，则可以用中微子加热来解释，这与以前的工作不同，即热观测应该用小质量中子星和超流效应来解释。
Deep crustal heating for realistic compositions of thermonuclear ashes
与外生核反应有关的地壳深部加热被认为是描述吸积中子星热演化的重要参数。在本文中，我们提出了第一个理论上一致的计算地壳加热的实际成分的热核灰烬。与以往的研究传统的方法的基础上，我们占中子流体静力学/扩散（nHD）的平衡条件所施加的超流性中子在一个主要部分的内地壳和快速扩散的其余部分的内地壳。我们应用一个简化的反应网络模型的核演化的各种多组分热核燃烧灰烬（超爆，KEPLER，和极端rp过程的灰烬）在外壳和计算的深部地壳加热能量释放Q，参数化的压力在外部-内部地壳界面，P_{oi}。使用一般的热力学参数，我们设定了Q的下限，Q>0.13-0.2 MeV/重子（实际值取决于灰的组成和所采用的质量模型）。
Old but still warm: Far-UV detection of PSR B0950+08
我们报告了哈勃太空望远镜在两个远紫外波段探测到的附近的老脉冲星B 0950 +08（$d\simeq 262$ pc，自旋下降年龄1750万年）。我们测量了F125 LP和F140 LP滤波器（枢轴波长1438和1528 nm）中的平均通量密度$\bar{f}_ν= 109\pm 6$ nJy和$83\pm 14$ nJy。使用FUV数据与以前获得的光学紫外数据，我们得出结论，光学FUV光谱由两个组成部分-一个非热（大概磁层）的幂律谱（$f_ν\propto ν^α$）与斜率$α\sim -1.2$和热谱发射的大部分的中子星表面的温度范围内的$(1-3)\times 10^5$ K，取决于星际消光和中子星半径。这些温度远高于中子星冷却模型对这样一颗老脉冲星的预测，这意味着某些加热机制在中子星中运行。PSR B 0950 +08高温的一个合理机制是快速旋转的中子超流体的涡旋线与内部中子星地壳中旋转较慢的正常物质的相互作用（涡旋蠕变加热）。
Gapless neutron superfluidity in the crust of the accreting neutron stars KS 1731-260 and MXB 1659-29
针对暂现吸积中子星爆发后热演化的解释难题，本研究引入涡旋钉扎导致的无隙超流相，通过考虑中子扩散的马尔可夫链蒙特卡洛模拟验证其能更好拟合观测冷却数据，并给出可检验的预测。
Vortex Creep Heating in Neutron Stars
本研究提出中子星壳内超流涡旋线蠕变摩擦加热机制，通过观测年老中子星温度验证，发现加热光度与角速度变化率成正比，且比例常数$J$与理论计算一致。
Cooling of neutron stars in soft X-ray transients
软X射线瞬变（SXRT）中中子星的热状态被认为是由吸积物质中的“深地壳加热”决定的，吸积物质通过从内部发射光子和中微子来驱动静态亮度和冷却。在这项研究中，我们假设一个全球性的热稳定状态的瞬态系统和计算的加热曲线（静态表面光度作为平均吸积率的函数）从理论模型预测，考虑到在状态方程的变化，超流间隙，轻元素层的厚度和直接Urca阈值的唯象描述。我们进一步提供了这些参数的不确定性的统计分析，并比较了几个SXRT，特别是两个源包含最冷的（SAX J1808.4-3658）和最热的（Aql X-1）中子星的观测的整体结果。对观测数据的解释表明，最大质量的恒星需要直接的Urca过程，也表明了小的超流体间隙。
Thermal evolution of neutron stars in soft X-ray transients with thermodynamically consistent models of the accreted crust
本文在热力学一致方法框架内模拟软X射线暂现源中子星热演化，发现考虑浅层热量向核心扩散时，该模型与传统模型均能拟合观测到的准稳态热光度及壳层冷却现象，但模型选择会影响热导率与浅层加热参数。
Mapping crustal heating with the cooling lightcurves of quasi-persistent transients
监测中子星瞬态的静态发射，并伴随足够长的吸积爆发，以显着加热中子星地壳，为致密物质物理学开辟了新的前景。在本文中，我们构建模型的热弛豫的中子星地壳结束后，一个旷日持久的吸积爆发。我们证实了Shternin等人的发现，中子星壳的导热性很高，与低杂质参数相一致。我们描述了设定冷却光曲线的破幂律形式的基本物理学。初始的幂律衰减给出了一个直接测量的温度分布，因此在爆发期间的热通量，在外壳。破裂的时间，在爆发后数百天，对应于固体从经典晶体转变为量子晶体的热时间，接近中子滴。通过拟合KS 1731-260和MXB 1659-29的冷却光变曲线，详细计算了它们的地壳参数约束。我们对光变曲线的拟合要求中子对地壳内部的热容没有显著的贡献，并提供了支持整个地壳内部存在中子超流体的证据。我们对这两个来源的拟合表明，内地壳中存在一个有序统一的杂质参数。
Revisiting neutron starquakes caused by spin-down
脉冲星的旋转频率稳定下降，偶尔会被称为毛刺的突然旋转中断，其物理起源仍然是一个谜。至少对于这些小故障，有一种解释是星震，也就是说，固态中子星外壳的破坏，离心力的逐渐减小使恒星变形，对固体施加压力，直到它破裂。这就产生了一个向上的自旋，在恒星内部耗散能量。我们分析了由离心力的减小所产生的变形，用流体核和固体壳来模拟恒星，每个都具有均匀的密度，并且核的密度可能比壳的密度大，作为对真实中子星中存在的强密度梯度的简单近似。变形是定性的不同，从以前研究的情况下，密度相等。前者更接近于流体星的行为，其中核壳界面是一个恒定的重力加离心势的表面。不管不确定的断裂应变，在这个模型中的毛刺活动是几个数量级小于观察到的，即使只考虑小毛刺。对于一个大的断裂应变，模拟表明，由于星震引起的故障可能大致正确的大小，但比观察到的故障要少得多。每一个小故障释放的能量都比地壳内部快速旋转的超流体的角动量转移模型大得多。另一方面，我们也不能排除小型星震产生的热量可能会通过允许中子超流体漩涡移动而引发故障。我们还证实，在中子星地壳的应力可以在原则上支持一个椭圆度远大于一些观测上限脉冲星定时和连续引力波搜索。
Thermal evolution and quiescent emission of transiently accreting neutron stars
我们研究了中子星在软X射线瞬变（SXTs）中的长期热演化，同时考虑了与地壳成分变化一致的深部地壳加热。我们收集观测估计的平均吸积率和热光度的中子星和比较的理论与观测。我们进行了吸积中子星的热演化模拟，考虑到原来的非吸积地壳逐渐取代的再加工吸积物质，中微子和光子的能量损失，以及深地壳加热由于核反应在吸积地壳。我们测试和比较不同的现代理论模型的结果。我们更新的汇编的观测估计的热光度在静止和平均吸积率的SXTs和比较的观测估计与理论结果。瞬态吸积中子星的长期热演化是非单调的。静止时的准平衡温度达到最低值，然后向最终稳态升高。在SXT中的中子星的准平衡热光度在最小值时比在最终状态时低得多。这扩大了对这类中子星观测的理论解释的可能性范围。理论和观测的更新保持不变，以前的结论，即直接Urca过程在相对较冷的中子星中运行，吸积的热覆盖包络可能存在于相对较热的中子星中的SXTs在安静。理论与观测的比较结果表明，中子星物质中的核子超流性的三重态配对类型得到了抑制。
Magnetic neutron star cooling and microphysics
我们研究的相对重要性的几个最近更新的微观物理输入的中子星冷却理论和超强磁场的磁星，包括在其地壳的朗道量子化的影响所带来的影响。我们使用有限差分代码模拟中子星热演化的时间尺度从小时到兆年更新的微观物理输入。短时间尺度（$\lesssim1$年）的考虑是可能的热覆盖信封没有准定常近似固有的治疗在传统的中子星冷却代码的治疗。对于强磁化中子星，我们考虑了朗道量子化对热力学函数和热导率的影响。我们模拟了普通中子星和磁星的冷却与非吸积和吸积壳，并与观测结果进行了比较。在强量子化磁场中抑制辐射和传导不透明，并形成凝聚的辐射表面，大大提高了早期的光子光度，使磁星的寿命更亮，但更短。这些效应加上强质子超流性的效应，减缓了数千年年龄的中子星的冷却，可以解释大约一半的磁星的热光度，而无需调用加热机制。观测到的其他磁星的热光度仍然高于理论预测，这意味着加热，但量子化磁场和重子超流性的影响有助于减少差异。
Warming Nuclear Pasta with Dark Matter: Kinetic and Annihilation Heating of Neutron Star Crusts
中子星是下一代暗物质绝佳的热侦测器，在其深引力阱中加速到相对论速度的暗物质的散射和湮灭会加热中子星。然而，中子星核心的动力学是不确定的，这使得目前很难明确计算该区域的暗物质散射。另一方面，中子星外层的物理学，地壳，更有力地理解。我们发现，仅与低密度地壳散射的暗物质仍然会将中子星动力学加热到未来望远镜可探测到的红外温度。我们发现，对于自旋无关和自旋相关的散射核子，地壳只有横截面的灵敏度是$10^{-43} - 10^{-41}$ ~cm $^2$的暗物质质量为100兆电子伏$-$ 1 PeV，与最好的灵敏度所产生的暗物质散射地壳成分称为核面食（包括gagelchi，意大利面条，和千层面阶段）。对于质量从10 eV到1 MeV的暗物质，灵敏度为$10^{-39} - 10^{-34}$ ~cm $^2$，它是由地壳内中子超流体中激发集体声子模引起的。此外，对于任何$s$波或$p$波湮灭暗物质，我们表明，暗物质将有效地湮灭热化只是与中子星地壳，无论是否暗物质曾经与中子星核心散射。这意味着任何具有高达200 MeV非弹性质量分裂的电弱相互作用暗物质，包括希格斯玻色子，都能在中子星中有效湮灭。我们的结论是，中子星壳在中子星的暗物质散射和湮灭中起着关键作用。
Vortex creep heating in neutron star cooling with direct Urca processes in heavy neutron stars
本研究针对重中子星中直接Urca冷却与涡旋蠕变加热（VCH）的相互作用，通过代码实现VCH并验证，确定稳态加热适用域，量化$(B,P_0)$对VCH特征的调节，引入3D表示消除简并，为中子星冷却分析提供实用有效图。
Fast neutrino cooling in the accreting neutron star MXB 1659-29
对低质量X射线双星MXB 1659-29的多次吸积爆发的地壳加热和冷却的模拟表明，中子星核心的中微子光度与核心体积的$\sim 1\%$中发生的直接Urca反应一致。我们研究这种情况下，中子星模型，包括一个详细的状态方程参数化的核对称能$L$的斜率，和一系列的中子和质子超流间隙。我们发现，预测的中子星质量敏感地依赖于$L$和假设的间隙。我们讨论了超流隙的组合再现推断中微子光度。较大的$L\gtrsim 80\ {\rm MeV}$值需要超流性来抑制低质量中子星中的dUrca反应，即质子或中子能隙足够强并延伸到足够高的密度。然而，最大的间隙会产生接近最大质量的质量，这使得它很难容纳更冷的中子星。我们认为模型与减少dUrca正常化近似替代，效率较低，快速冷却过程中的异国情调的核心。我们找到了一个更大的发射体积的解决方案，提供了一个更自然的解释所观察到的中微子光度，提供快速冷却过程是在dUrca的$\sim 1000$的一个因素。我们的模型的热容范围从完全配对到完全未配对的核子，这意味着对核心冷却的长期观察可以区分模型。讨论了未来约束对中子星质量、半径和对称能密度依赖性的影响。
Thermal evolution of relativistic hyperonic compact stars with calibrated equations of state
最近建立了一套统一的超音致密星相对论平均场状态方程[M。福廷R. Raduta，S. Avancini和C. Providencia，Phys. Rev. D { \bf 101}，034017（2020）]研究了质子$S$波超流性不同假设下非磁化非旋转球对称孤立吸积中子星的热演化。这些状态方程是这样得到的：对称能的斜率与实验数据一致; $Λ$和$Ξ$ -超子的耦合常数由实验超核数据确定;核子- $Σ$相互作用势的不确定性得到了解释;中子星最大质量的下限满足电流约束。在所考虑的状态方程组中，超子的存在对于描述冷却/加热曲线是必不可少的。我们得到的结论之一是，与观测数据的最佳协议的标准，导致不同的状态方程和质子$S$波超流性差距时，单独应用于孤立的中子星和吸积中子星在安静。这意味着至少在一种情况下，我们采用的传统模拟框架是不完整的和/或状态方程是不合适的。另一个结果是，考虑到状态方程不允许核子dUrca或只允许它在非常大质量的NS，低光度的SAX J1808需要一个排斥$Σ$ -超子潜力在对称核物质的范围$U_Σ^{(N)}\approx 10-30$ MeV。$U_Σ^{(N)} $的这一数值范围也得到了与INS和XRT所有可用数据最佳一致性标准的支持。
Statistical theory of thermal evolution of neutron stars
众所周知，中子星的热演化取决于中子星核中超致密物质的性质。我们提出了一个统计分析孤立冷却中年中子星和老年瞬态吸积准静止中子星温暖的地壳深部加热低质量X射线双星。该方法是基于模拟不同质量的恒星的演化，并对各自的质量分布的结果进行平均。这给出了孤立的中子星在表面温度-年龄平面上的理论分布和吸积星在光子热光度-平均质量吸积率平面上的理论分布，并与观测结果进行了比较。这种方法不仅允许探索超密度物质，而且还可以探索孤立和吸积中子星的质量分布。我们发现，这些恒星的观测可以合理地解释假设存在的强大的直接Urca过程中的中微子发射的大质量恒星的内核，引入轻微扩大的直接Urca阈值（例如，质子超流），并通过调整孤立和吸积的中子星的质量分布。
Dark matter in compact stars
本文综述了利用白矮星和中子星的超高密度、强磁场等特性探测波动型、粒子型、宏观型及黑洞暗物质的前景，并首次阐明螺旋桨阶段对重子吸积的影响及俄歇与库珀对拆散效应对暗物质俘获加热的贡献。
Modelling mountains on accreting magnetized neutron stars
该研究开发了纳入极向磁场、深地壳加热与地壳弹性耦合效应的模型，确定了影响吸积中子星形变的阈值吸积率，预测其连续引力波信号可被下一代探测器探测，为相关引力波搜寻提供了理论支撑。
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