The physics of neutron stars
A. Y. Potekhin
综述了中子星物理学中的热点问题和基本事实。中子星的观测表现，他们的核心和信封结构，磁场，热演化，质量和半径进行了简要的讨论，随着基本的微观物理。
Topical problems in the physics of and basic facts about neutron stars are reviewed. The observational manifestations of neutron stars, their core and envelope structure, magnetic fields, thermal evolution, and masses and radii are briefly discussed, along with the underlying microphysics.
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
Fallback supernova assembly of heavy binary neutron stars and light black hole-neutron star pairs and the common stellar ancestry of GW190425 and GW200115
异常重的中子星合并双星GW 190425的发现与已知的双中子星双星和引力波源GW 170817中的银河系双星的质量分布形成了鲜明的对比。我们建议在这里的形成通道重二进制中子星和轻黑洞-中子星二进制中，大质量的氦星，其中有他们的氢信封在一个共同的信封阶段，保持紧凑，避免质量转移到中子星的同伴，可能避免脉冲星回收。我们提出了三维模拟的超新星爆炸的大质量剥离氦星，并遵循质量回落的演变和随后的吸积到中子星的同伴。我们发现，回落导致显着的质量增长，在新形成的中子星。这可以解释像GW 190425这样的重双星中子星系统的形成，也可以预测像GW 200115这样的轻黑洞-中子星系统的组装。这种形成途径与观测到的银河系中双星中子星的质量-偏心率相关性是一致的。最后，避免质量转移表明我们银河系中脉冲星双星的自旋周期异常长。
Neutron star kicks plus rockets as a mechanism for forming wide low-eccentricity neutron star binaries
本文提出中子星诞生踢与持续火箭加速相结合的新机制，可解释宽轨道低偏心率中子星双星（如Gaia NS1）的形成，并可能诱发超新星后的延迟恒星并合及高能暂现源。
Statistical theory of thermal evolution of neutron stars - II. Limitations on direct Urca threshold
我们应用我们最近提出的统计方法来研究X射线瞬态中孤立中子星和吸积准定态中子星的热演化，以限制中子星核中强中微子发射的直接Urca阈值的位置和相对展宽α。我们指出，观测结果的最可能解释对应于α = 0.08 - 0.10和直接Urca过程开放的中子星质量M_D =（1.6 - 1.8）M_sun。
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。
Neutron tunneling: A new mechanism to power explosive phenomena in neutron stars, magnetars, and neutron star mergers
中子星壳中不均匀致密物质中的富中子核之间的中子隧穿可以在短时间内释放出巨大的能量，为中子星中的爆炸现象提供动力。在这项工作中，我们澄清这个过程中，可能会发生在中子星的外部区域时，振荡或灾难性的事件增加了周围的密度方面。我们使用一个随时间变化的Hartree-Fock-Bogoliubov形式主义来确定中子扩散的速率，并发现大量的能量可以迅速释放。研究了核束缚、两体相互作用和成对作用对中子扩散时间的影响。我们考虑一个一维的量子扩散模型，并扩展我们的分析，以研究在三维扩散的影响。我们发现，在适当的条件下，这些新的中子转移反应可以产生$\simeq 10^{40}-10^{44}$尔格数量的能量。
Hybrid cooling of the Cassiopeia A neutron star
观测到的中子星仙后座A的快速冷却通常被解释为是由恒星核心的中子和质子从正常状态到超流体和超导状态的转变引起的。然而，这种所谓的“最小”冷却范式面临的问题是，使用超流中子的理论中微子能量损失来数值模拟观测到的中子星表面温度的异常快速下降。作为这个问题的解决方案，我提出了一个更复杂的冷却模型，其中，除了超流中子，直接Urca过程从一个非常小的中心部分的中子星核心也参与。在这种情况下的冷却轨迹的数值模拟显示出良好的协议与观测仙后座A中子星。所提出的冷却方案明确地将所使用的状态方程和中子星的质量联系起来。对于按照BSk25状态方程构造的中子星，最合适的是质量$M=1.62M_{\sun}$和半径$R=12.36$ km。如果使用BSK 24状态方程，则最合适的解是$M=1.60M_{\sun}$和$R=12.55$ km。
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。
The cooling of the Cassiopeia A neutron star as a probe of a triplet neutron pairing in the core
仙后座A中子星（Cas A NS）的快速冷却可以解释为在恒星的核心中中子超流的开始触发，导致中子库珀对破裂和形成（PBF）的中微子发射增强。这为探测堆芯中的中子凝聚物提供了独特的可能性。使用一致的中子星内核和地壳的状态方程和成分，我探讨了这种解释的敏感性的三重态超流凝析油的相态。通过在预期的中子星质量和包层组成范围内模拟冷却，发现Cas A NS的快速冷却不能用传统的含$m_{j}=0$的$^3$ P $_2$凝聚体中的PBF过程来解释。
Spin-polarized neutron matter, the maximum mass of neutron stars, and GW170817
研究了从中子星物质到自旋极化中子物质的相变对中子星物态方程和质量半径关系的影响。虽然一般的扩展计划的状态方程允许中子星内的高压，我们发现，一个相变自旋极化的中子物质排除极端制度。因此，这样的跃迁限制了中子星的最大质量低于2.6 $-$ $2.9 \, M_{\odot}$，这取决于所使用的微观核力，而没有这些限制可以达到更大的质量。这些限制与最近从中子星合并GW170817及其电磁对应物中提取的限制非常一致。假设自旋极化中子物质的描述在中子星的中心是有效的，我们发现，在其核心具有大的自旋极化域的恒星被GW 170817排除。
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。
A new criterion for the existence of dark matter in neutron stars
本文通过双流体TOV方程研究暗物质混合中子星，发现固定质量下较小正常物质半径与较大潮汐形变率的负相关关系可作为中子星中存在暗物质的新判据，并可用于约束暗物质参数。
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。
Smoke and mirrors: Neutron star internal heating constraints on mirror matter
镜像扇区已经被提出来解决暗物质、重子生成和中子寿命异常的问题。在这项工作中，我们研究了一种新的，强大的镜像中子探针：中子星温度。当中子星核心的中子在碰撞过程中转化为镜像中子时，核子费米海中留下的空位会被更有能量的核子重新填充，在这个过程中释放出大量的热量。我们从最冷的中子星PSR 2144 $-$ 3933（低于40，000开尔文）的观测中推导出一个新的中子-镜像-中子混合允许强度的约束条件。我们的限制竞争与实验室搜索中子-镜像中子转换，但适用于一系列的中子和镜像中子之间的质量分裂是19个数量级以上。这种加热机制也与其他中子消失通道（如奇异中子衰变）有关，为即将到来的紫外、光学和红外望远镜研究冷中子星的热发射提供了一个引人注目的物理目标。
Gravitational waves from remnant massive neutron stars of binary neutron star merger: Viscous hydrodynamics effects
采用广义相对论剪切粘性流体力学的Israel-Stewart形式的简化形式，我们探讨了双中子星合并的残余大质量中子星的演化，并特别注意由此产生的引力波形。我们发现，对于$10^{-2}$阶的所谓粘性α参数的合理值，残余大质量中子星中的微分旋转的程度在粘性时间尺度$\alt 5$ \，ms中显著降低。与此相关，非轴对称变形的程度也迅速降低，因此，发射的准周期性引力波的振幅也在粘性时间尺度中衰减。我们的研究结果表明，为模拟合并残留物的演变的双中子星，我们必须考虑磁流体力学效应，这在自然界中可以提供粘性效应。
Constraints on neutron-star theories from nearby neutron star observations
我们试图通过观测银河系附近年轻的中子星来约束核物质状态方程（EoS）和超新星喷出物模型。根据X射线和光学观测，已知有7颗孤立的热发射中子星，即所谓的壮丽七星，它们都很年轻（几百万年），距离很近（几百秒差距），无线电宁静，X射线光谱类似于黑体，因此，通过观察它们的表面，我们可以确定它们的光度、距离和温度，从而确定它们的半径。我们也看到了通过研究它们的起源来确定它们目前的中子星质量和它们的祖星质量的可能性。甚至可以找到超新星中诞生的中子星，这些Fe 60原子是从超新星中喷出的，最近在地壳中发现了这些原子。
The plasma mechanism of stabilization of neutron-excess nuclei in stars
本文讨论了恒星中子过剩核的稳定化机制。这种机制必须在热恒星中产生中子化过程，就像在矮星中发生的一样。
Neutron Stars and the EOS
强调了最近测量的中子星质量，特别是接近和超过2个太阳质量的质量，对于中子星物质状态方程的意义。从因果关系出发，给出了与模型无关的中子星热力学性质的上限，它只依赖于中子星的最大质量。通过对自束缚夸克物质星和核子-夸克混合星的研究，强调了对中子星中夸克物质进行非微扰处理的必要性。本文简要讨论了几个测量良好的单个中子星的质量和半径在多大程度上可以通过反演恒星结构方程建立一个与模型无关的状态方程。
Neutron Skins and Neutron Stars
重核的中子皮厚度提供了与富中子物质状态方程的基本联系，从而也提供了与中子星性质的基本联系。杰斐逊实验室的铅半径实验（Prex）最近提供了第一个与模型无关的证据，证明208 Pb中存在富中子皮。在这方面的贡献，我们研究如何增加的准确性，在确定中子皮肤预期从委托强极化电子束可能会影响物理学的中子星。
Neutron skins and neutron stars
背景资料：重核的中子皮以及许多中子星性质对对称能的密度依赖性非常敏感。目的：首次提供有意义的理论误差，并评估${}^{208}$ Pb的中子皮厚度与几种中子星性质之间的相关程度。研究方法：基于精确校准的相对论泛函{ \sl“FSUGold”}的预测的适当协方差分析用于量化理论误差和相关系数。结果如下：我们发现${}^{208}$ Pb的中子皮厚度与中子星的结构、动力学和组成相关的大量观测值之间的相关系数接近1（或负1）。结论：我们认为，后续PREX测量，理想的精度为0.5%，可以显着约束状态方程的中子星物质。
The effects of strong magnetic fields on the neutron star structure: lowest order constrained variational calculations
我们研究了强磁场对中子星和质子中子星总体性质的影响。在我们的计算中，中子星物质被近似为纯中子物质。利用最低阶约束变分方法，在零温和有限温条件下，采用$AV_{18}$势，研究了强磁场对中子星和质子中子星的引力质量、半径和引力红移的影响.发现中子星的物态方程随磁场和温度的增加而变硬。这导致中子星的最大质量和半径值更大。
The Neutron Star Mass Distribution
近年来，具有安全质量测量的中子星的数量已经增加到一个水平，使我们能够详细探测潜在的中子星质量分布。我们严格审查无线电脉冲星的质量测量，并提出了一个详细的检查，通过它，我们能够把严格的限制基本的中子星质量分布。这是第一次，我们能够分析一个相当大的人口的中子星白矮星系统，除了双中子星系统的技术，占系统不同的测量误差。我们发现，中子星，已经通过不同的演化路径演化反映了不同的签名，通过不同的分布峰值和质量截止值。双中子星和中子星-白矮星系统中的中子星分别在1.35 Msun和1.50 Msun处显示出一致的峰值，这表明在自旋上升阶段发生了显著的质量吸积（Δ m~0.15 Msun）。双中子星系统所暗示的质量分布的宽度表明了一个紧密的初始质量函数，而对于经过再循环的中子星，推断的质量范围明显更宽。我们发现一个质量截止在2 Msun的中子星与白矮星的同伴，建立了一个坚定的下限的最大中子星质量。这排除了大多数奇异夸克和软状态方程模型作为中子星物质的可行构型。在最大质量截断点附近没有截断表明2兆太阳的极限是由演化限制而不是核物理或广义相对论决定的，并且稀有的超大质量中子星的存在是可能的。
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。
Neutron degeneracy and plasma physics effects on radiative neutron captures in neutron star crust
本文研究了中子星壳内辐射中子俘获反应（$n,γ$）的天体物理反应速率。高密度简并中子的存在（主要在地壳内部）会极大地影响反应速率。假设中子的麦克斯韦-玻尔兹曼分布的标准速率可以将速率低估几个数量级。考虑中子简并度，推导了各种条件下反应速率的简单解析表达式。我们还讨论了等离子体对中子辐射俘获反应中出射辐射跃迁通道的影响，并表明这些影响也可以使反应速率增加几个数量级。此外，利用细致平衡，我们分析了中子简并度和等离子体物理对反向（$γ,n$）光致衰变的影响。我们讨论了反应速率对温度和中子化学势的依赖关系，并概述了这些反应在中子星地壳中的效率。
The Nuclear Physics of Neutron Stars
我们探索中子星独特而迷人的结构。虽然中子星在物理学的许多领域都很有趣，但我们的目标是在核物理和天体物理之间提供一座智力桥梁。我们反对把中子星看作是一个由密度巨大的中子组成的均匀集合体的天真看法。相反，通过关注推测存在于中子星中的许多奇异相，我们展示了现实是如何不同的，而且更有趣。
Neutron rich matter, neutron stars, and their crusts
富中子物质是核物理学和天体物理学中许多基本问题的核心。QCD的高密度相是什么？化学元素从何而来？天空中许多致密而充满能量的物体的结构是什么？是什么决定了它们的电磁、中微子和引力波辐射？此外，人们正在利用稀有同位素束设施（FRIB）和激光干涉仪引力波天文台（LIGO）等各种各样的新工具来研究富中子物质。介绍了利用宇称破坏测量208Pb中子半径的铅半径实验（PREX）。这对中子星及其壳具有重要意义。利用大尺度分子动力学，我们模拟了白矮星和中子星中固体的形成。我们发现中子星的地壳是已知的最坚固的物质，比钢强100亿倍。它可以在旋转的中子星上支撑起足够大的山脉，从而产生可探测的引力波。最后，我们描述了一个新的状态方程的超新星和中子星合并模拟的基础上的维里展开在低密度下，大尺度相对论平均场计算。
How neutron stars constrain the nuclear equation of state
最近的中子星观测为重子物质的状态方程设置了新的约束。用手征有效场论方法描述了中子星外核中的中子占优核物质。利用Nambu-Jona-Lasinio三味模型讨论了内核含有夸克物质的可能的混合星。
Transition density and pressure in hot neutron stars
利用核子动量相关的MDI有效相互作用，研究了热中子星内壳与液核交界处的跃迁密度和压力。我们发现，它们的值在中微子捕获的中子星比在中微子自由的中子星。此外，这两种结果都随中子星温度的升高和核对称能斜率参数的增大而减小，但在小对称能斜率参数的情况下，中微子俘获中子星的跃迁压力随温度的升高先增大后减小.我们还研究了核对称能对热中子星内壳消失临界温度的影响，发现随着对称能斜率参数的增大，俘获中微子的中子星的临界温度略有降低，而无中微子的中子星的临界温度则先降低后升高。
The equation of state of neutron matter, symmetry energy, and neutron star structure
本文综述了用量子蒙特卡罗（QMC）方法计算纯中子物质物态方程的研究进展。QMC算法允许在非微扰框架中使用现实的二体和三体力来研究多体核系统。我们给出了中子物质状态方程的结果，并着重讨论了三中子力在超核密度下的作用。讨论了对称能、中子星半径和对称能之间的关系。我们还结合QMC和理论模型的三核子相互作用，和最近的中子星的观测，以限制的对称性能量的值和它的密度依赖性。
Neutron Dark Decay in Neutron Stars: The Role of the Symmetry Energy
本文研究中子星核心内中子暗衰变，将模型从纯中子物质扩展到β稳定核物质，并纳入暗物质-重子相互作用，揭示对称能与相互作用强度对EoS及中子星性质的关键影响。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。