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
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。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Analyzing Neutron Star in HESS J1731-347 from Thermal Emission and Cooling Theory
超新星遗迹HESS J1731-347的中心致密天体似乎是观测到的最热的孤立冷却中子星。中子星的冷却理论使人们能够通过假设在恒星核心存在强质子超流性和存在几乎完全由碳组成的表面热覆盖层来解释这种恒星的观测。详细阐述了该恒星的冷却模型，以适当考虑由于中子-中子碰撞，这是不抑制质子超流性的中微子发射。利用3.2kpc距离的观测热谱的谱拟合结果和年龄为27 kyr的中子星的冷却理论，得到了比仅用谱拟合得到的更严格的恒星质量和半径的新约束。
2015-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simultaneous Fitting of Neutron Star Structure and Cooling Data
使用模型的状态方程和致密物质的组成和单重态质子超导性和三重态中子超流性的大小，我们执行的第一个同时适合的中子星的质量和半径确定的静态低质量的X射线双星和光度和孤立的中子星的观测确定的年龄。我们发现船帆座脉冲星强烈地决定了超流/超导间隙和中子星半径的推断值。我们发现，无论船帆座脉冲星是否包括在分析中，直接Urca过程的阈值密度位于1.7和2太阳质量的中子星的中心密度之间。我们还发现，两个太阳质量的恒星不太可能主要通过直接Urca过程冷却，因为中子三重态超流的抑制。
2019-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Delayed Thermal Relaxation of Rapidly Cooling Neutron Stars: Nucleon Superfluidity and Non-nucleon Particles
本研究通过纳入核子超流和非核子粒子，发现快速冷却中子星在特定条件下出现延迟热弛豫，并利用仙后座A观测约束中子$^3P_2$临界温度上限。
2025-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Cooling of the Cassiopeia A neutron star and the effect of diffusive nuclear burning
对中子星如何随时间冷却的研究可以为基础物理学提供宝贵的见解，如核物质状态方程、超导性和超流性。中子星冷却的一个关键关系是观测到的表面温度和内部温度之间的关系。这种关系是由中子星包层的组成决定的，并且会受到扩散核燃烧（DNB）过程的影响。我们计算模型的信封，包括DNB和发现，DNB可以导致一个快速变化的信封组成，可以相关的理解长期冷却行为的中子星。我们还报告了对仙后座A超新星遗迹中年轻中子星的最新温度测量结果的分析。钱德拉在18年中的13次观测表明，中子星的温度正以每十年2- 3%的速度下降，这种快速冷却可以用恒星核心中质子超导体和中子超流体的存在来解释。
2019-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
A signature of chemical separation in the cooling curves of transiently accreting neutron stars
我们发现，由化学分离驱动的对流可以显着影响吸积中子星进入静止后的冷却曲线。我们计算了中子星海洋和地壳的热弛豫，包括对流引起的热通量和成分通量。在向内传播的冷却波到达中子星海洋的底部后，海洋开始冻结，推动化学分离。由此产生的对流向内输送热量，使表面层的冷却速度比假设海洋被动冷却的速度快得多。包括对流在内的光变曲线显示，爆发后数周，温度迅速下降。在观测到的冷却曲线中识别这种特征将限制海洋的温度和成分，并提供经典多组分等离子体冻结的实时探测。
2014-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2014-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2021-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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。
2009-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling of neutron stars with diffusive envelopes
研究了中子星的热包层对中子星冷却的影响。为了这个目的，我们进行冷却模拟，使用新构建的模型的信封组成的二元离子混合物（H-He，He-C，C-Fe）不同的质量较轻的离子（H，He或C）的信封。计算结果进行了比较，使用标准模型的信封，其中包含层的轻（吸积）元素（H，He和C）的Fe层的顶部，不同的吸积元素的质量。主要的影响是包层的化学成分影响它们的导热性，从而影响恒星的隔热性。为了说明，我们应用这些结果来估计船帆座脉冲星的内部温度，并研究年龄为0.1 - 100万年的中子星在光子冷却阶段的冷却。冷却模型的不确定性与我们对绝热包层的化学成分知之甚少有关，这使得从表面热辐射观测中对冷却中子星内部结构的理论重建变得非常复杂。
2016-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Importance of cooling in triggering the collapse of hypermassive neutron stars
双中子星（NSNS）的螺旋和合并可以导致超大质量中子星（HMNS）的形成。当HMNS由于中微子冷却和/或由于引力波（GW）发射的离心支持而失去热压力时，和/或差旋转的磁破坏，它将坍缩成黑洞。为了评估冲击引起的热压力和冷却的重要性，我们采用了一个理想化的状态方程，并通过后期螺旋，合并和HMNS的形成，占冷却在全GR进行NSNS模拟。我们表明，热压力有助于显着的支持HMNS对崩溃和热冷却加速其“延迟”崩溃。我们的模拟明确地表明，冷却可以导致一个热的超大质量中子星合并后形成的双中子星的灾难性崩溃。因此，冷却物理学是重要的，包括在NSNS合并计算，以准确地确定HMNS残留物的寿命，并提取有关NS状态方程，冷却机制，酒吧的不稳定性和B-场的信息，从全球变暖发射的瞬态阶段之前BH的形成。
2012-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant
我们利用Ho & Heinke（Nature，462，71（2009））的最新研究结果探讨仙后座A超新星遗迹中中子星的热状态，该恒星的热辐射可以用碳大气模型很好地描述，并且辐射来自整个恒星表面。从中子星冷却理论出发，提出了一种利用热表面辐射观测数据提取热弛豫星中微子冷却速率的方法。我们展示了如何将这些速率与标准蜡烛的速率进行比较-具有非超流核子核心的恒星通过修改后的Urca过程缓慢冷却。我们发现，标准蜡烛的内部温度是恒星的紧凑性参数$x=r_g/R$的一个定义良好的函数，无论状态方程的中子星物质（$R$和$r_g$分别是圆周半径和引力半径）。我们证明了仙后座A中子星的数据可以用三个参数来解释：$f_\ell$，中微子冷却效率相对于标准蜡烛;紧凑性$x$ ;和热覆盖信封中的轻元素的量。对于普通（铁）隔热包层或低质量（$\lesssim 10^{-13}\,M_\odot$）碳包层，我们发现$x \lesssim 0.5$和$f_\ell \sim 0.02$（较慢冷却）的$f_\ell \sim 1$（标准冷却）效率可实现最大紧凑性$x\approx 0.7$。包含轻元素的最大质量（$\sim 10^{-8}\,M_\odot$）的热毯使$f_\ell$增加50倍。我们还研究了（不太可能）的可能性，恒星仍然是热非放松。
2010-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling neutron star in the Cassiopeia~A supernova remnant: Evidence for superfluidity in the core
根据Ho & Heinke（2009）和Heinke & Ho（2010）的最新结果，仙后座A超新星遗迹包含一颗年轻的中子星，它有碳气氛，有效表面温度明显下降。我们报告了一个新的（2010年11月）钱德拉观察，证实了以前报道的下降率。如果中子最近在NS核心变成超流体（处于三重态），由于库珀对形成（CPF）过程目前加速冷却而产生中微子发射飞溅，那么这种下降自然可以解释。这种情况对NS内核的未知属性提出了严格的限制：关于中子超流性起始的温度$T_\mathrm{cn}(ρ)$的密度依赖性[ $T_\mathrm{cn}(ρ)$应该有一个宽峰，具有最大的$\approx (7-9)\times 10^8$ K]，关于超流物质集体效应CPF过程的减少因子$q$（$q > 0.4$），并在中子超流性（30- 100倍弱于标准的修改Urca过程）开始前的中微子发射的强度。这是来自冷却NS的观测的NS核心中核子超流性的重要证据。
2011-01-21 astro-ph.SR
Continued cooling of the crust in the neutron star low-mass X-ray binary KS 1731-260
一些中子星的低质量X射线双星有很长的爆发（持续数年），可以在中子星的地壳中产生大量的热量。当系统恢复平静后，地壳就会发生热松弛。这为研究中子星壳的热性质提供了一个难得的机会，限制了壳的热导率，从而限制了壳的结构和组成。KS 1731-260是仅有的四个观测到地壳冷却的系统之一。在这里，我们提出了一个新的钱德拉观察这个源大约8年后，最后一次爆发结束，4年后，最后一次观察。我们发现，源已继续冷却，冷却曲线显示一个简单的幂律衰减。这表明地壳还没有完全热松弛，并可能继续进一步冷却。简单的幂律衰变与地壳的理论冷却模型相反，后者预测地壳现在应该已经冷却到与中子星核心相同的温度。
2010-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2009-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2018-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron stars - cooling and transport
借助于中子星热演化理论，对中子星热辐射的观测有可能提供有关这些恒星内部超核物质状态的信息。我们回顾了这一理论的基础与强磁场孤立的中子星，包括最相关的热力学和动力学性质的恒星核心，地壳和覆盖信封。
2017-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
