Neutrino emissivity of anisotropic neutron superfluids
研究了超流能隙的各向异性和三重态关联中子液体中剩余费米-液体相互作用对中微子通过中性弱流能量损失的影响。本文考虑了$^{3}P_{2}$与$m_{j}=0$配对的情况下，由中微子对破裂和形成过程以及自旋波衰变引起的中微子对发射。得到了简单的解析公式。与以前的平均角方法的结果的比较表明，间隙各向异性导致淬火的中微子发射率造成的对复合过程约15%，并大幅抑制自旋波衰变。剩余的粒子-空穴相互作用使两个通道中的能量损失增加约5%。
2013-01-23 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Superfluid Response and the Neutrino Emissivity of Neutron Matter
{We计算了中子星内壳超流中子物质的中微子发射率。我们发现在非相对论系统中，由于在有限温度下形成库珀对而产生的涨落所引起的中微子发射被高度抑制。在具有守恒自旋相互作用的中子物质的简化模型中，这种对断裂发射率的抑制对于密度涨落是$v_F^4$的量级，对于自旋涨落是$v_F^2$的量级，其中$v_F$是中子的费米速度。由于单组分系统密度分布的偶极矩不随时间变化，因此密度波动受到较大的抑制。由于这个原因，我们发现，轴向电流响应（自旋波动）占主导地位。在更现实的中子物质模型中，包括张量相互作用，其中中子自旋不守恒，韧致辐射反应产生的中微子辐射发生在$v_F^0$级。因此，即使由于超流性的抑制因素，该速率在$T_C$附近占主导地位。目前的对破缺发射率的计算是不完整的，因为它们忽略了核子-核子相互作用的张量分量。
2008-04-03 astro-ph nucl-th
Neutrino emissivity of $^{3}P_{2}$-$^{3}F_{2}$ superfluid cores in neutron stars
在BCS近似下，研究了$^{3}F_{2}$态的混合对三重态超流中子液体中集体自旋振荡和中微子发射过程的影响。在三重态超流中子凝聚体中，除了已知的$ω\simeqΔ/\sqrt{5}$模式外，还存在着含$ω\simeq\sqrt{58/35}Δ$的自旋振荡本征模式.凝聚体中高频自旋振荡的激发是通过准粒子间的张量相互作用发生的。通过中性弱电流的中微子能量损失被发现由三个单独的贡献所造成的复合破碎的库珀对和弱衰变的集体模式的自旋振荡。低频自旋波的中微子衰变在中子星的冷却过程中起着重要的作用。高频振荡的弱衰减，只发生在张量力被考虑在配对相互作用不会修改实质上的总能量损失。提出了中微子总发射率的简单表达式。
2011-10-10 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Three-body force effect on neutrino emissivities of neutron stars within the framework of the Brueckner-Hartree-Fock approach
在Brueckner-Hartree-Fock方法框架下，采用AV 18两体相互作用加微观三体力，研究了三体力对中子星物质中中微子发射率和中子星总中微子发射率的影响.直接Urca过程的中微子发射率比修改后的Urca过程的中微子发射率大得多。列入TBF大大降低了直接Urca过程涉及电子和μ子的密度阈值。对于小质量的中子星，TBF效应对中子星总中微子发射率的影响很小，可以忽略不计。对于大质量的中子星，TBF效应变得明显，对于给定质量$M=1.6M_{\odot}$的中子星，TBF的加入可以使总中微子发射率提高约50%。
2013-07-11 astro-ph.SR nucl-th
Neutrino Emissivity in $Δ$-direct-Urca Processes Inside Neutron Stars
Indian Institute of Technology Jodhpur（焦特普尔印度理工学院）；INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）
本研究推导了中子星内部 $\Delta$-直接Urca过程的中微子发射率，发现其与核子-直接Urca过程相当，填补了该过程冷却贡献的量化空白。
2026-10-06 nucl-th
Neutrino Emissivity of Dense Stars
本文研究了致密星的中微子发射率。为此，我们考虑由核物质和夸克物质组成的恒星。不同的模型被用来计算核和夸克物质的组成和中微子的发射率。根据所考虑的模型，核物质和夸克物质的中微子发射率在很大范围内变化。我们发现，对于核物质，直接URCA过程是允许的相对论模型与奇异重子，而对于非相对论模型，这表明一个强烈的依赖于核相互作用的类型。当允许直接URCA过程时，强子物质的中微子发射率比夸克物质的中微子发射率大几个数量级。我们还发现，中微子发射率偏离$T^6$的行为时，温度大于费米动量的差异的粒子，参与中微子产生的反应。
1995-09-06 nucl-th
The effects of delta mesons on the baryonic direct Urca processes in neutron star matter
在相对论平均场论框架下，研究了中子星简并重子物质中核子和超子直接Urca过程的相对论中微子发射率。我们特别研究了交换$δ$介子所考虑的等矢量标量相互作用对核子和超子直接Urca过程的影响。结果表明，$δ$介子的加入使中微子总发射率明显增加，这必然导致中子星物质的冷却速率加快。
2015-02-05 astro-ph.HE nucl-th
Effects of the tensor couplings on the nucleonic direct URCA processes in neutron star matter
在相对论Hartree-Fock近似下研究了中子星物质中核子直接URCA过程的相对论中微子发射率。我们着重研究了矢量介子$ω$和$ρ$的张量耦合对核子直接URCA过程的影响。结果表明，引入矢量介子$ω$和$ρ$的张量耦合能使中子星的最大质量略有增加.另外，研究结果还表明，矢量介子$ω$和$ρ$的张量耦合导致了核子直接URCA过程中中微子总发射率的明显增强，这必然会加速非超流中子星物质的冷却速率.然而，当只考虑矢量介子$ρ$的张量耦合时，核子直接URCA过程的中微子发射率在低密度时略有下降，在高密度时显著增加，即矢量介子$ρ$的张量耦合导致低质量中子星的慢冷却速率和大质量中子星的快冷却速率.
2016-01-28 astro-ph.HE nucl-th
Transport properties in binary neutron star mergers: Effect of magnetic field
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学天文学与天体物理中心）
该研究针对双中子星并合的极端环境，提出有限温度与磁场下计算带电流Urca发射率和中微子不透明度的精确框架，发现极端磁场会显著增强中微子不透明度，缩短热中微子平均自由程。
2026-08-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrino Emissivity in the Quark-Hadron Mixed Phase
在这项工作中，我们研究了晶体夸克-强子混合相对中子星核心中微子发射率的影响。为此，我们使用相对论平均场状态方程模型强子物质和夸克物质的三味Nambu-Jona-Lasinio模型的非局域扩展。接下来，我们确定的夸克强子混合相的程度和它的晶体结构使用Glendenning建设，允许形成球形斑点，棒，板罕见的相位几何形状。最后，我们利用中子星壳中类似过程的形式，计算了由于电子-晶格相互作用引起的中微子发射率。我们发现，由于晶体夸克强子混合相的存在下的中微子发射率的贡献是相当大的其他机制相比，在相当低的温度（$\lesssim 10^9$ K）和夸克分数（$\lesssim 30\%$），由于晶格振动的贡献是微不足道的静态晶格的贡献。关于电子-夸克团韧致辐射引起的中微子发射率的研究，还有许多问题需要解决。其中chills是集体振荡的物质，电子能带结构的作用，并在边界上的布里渊区的韧致辐射的间隙，在本文的总结部分讨论。我们希望这篇论文将促进解决这些问题的研究。
2018-05-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrino Bremsstrahlung in Neutron Matter from Effective Nuclear Interactions
我们重新讨论了中子-中子散射中中微子对韧致辐射的发射率，nn -> nn nu nubar，这是由Friman和Maxwell从包含关联效应的一π交换势计算的。从自由空间低动量核子-核子相互作用V_{low k}出发，考虑了张量、自旋轨道和二阶介质诱导的非中心效应对中子物质散射振幅的贡献。我们发现核子-核子相互作用的屏蔽降低了密度低于核物质密度的中微子韧致辐射的发射率。我们讨论了介质修改的影响，通过中微子发射冷却的中子星，考虑到最近的结果极化效应的中子超流性。
2004-01-13 astro-ph hep-ph nucl-th
Cooling of Neutron Stars. Hadronic Model
我们研究孤立中子星的冷却。介绍了主要的冷却调节因子：EoS、热输运、热容、中微子和光子发射率、超流核子能隙。中微子发射率包括主要过程。介质对冷却速率的影响很大。考虑介质对反应速率和核子超流能隙的影响，现代实验数据可以得到很好的解释。
2004-03-07 astro-ph nucl-th
Neutrino emission from triplet pairing of neutrons in neutron stars
在考虑反常弱相互作用的情况下，研究了中子星中由于电子对破裂和形成过程而产生的中微子辐射。我们在BCS近似中考虑了这个问题，抛弃了费米液体效应。在这种方法中，我们推导出自洽方程的反常矢量和轴矢量的弱相互作用的顶点考虑到$^{3}P_{2}- ^{3}F_{2}$混合。此外，我们简化了问题，并考虑纯$^{3}P_{2}$配对与$m_{j}=0$，是通过在最小冷却范例。正如预期的那样，由于电流守恒，我们在矢量通道中获得了中微子发射率的大抑制。更确切地说，通过矢量通道的中微子发射在非相对论极限$V_F=0$中消失。还发现轴向通道被适度抑制。总中微子发射率被抑制的$1.9\times10^{-1}$的因素相对于原始估计使用裸弱顶点。
2010-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Modified Urca neutrino emissivity at finite temperature
Laboratoire Univers et Théories, Observatoire de Paris, Université PSL, Université Paris Cité, CNRS（宇宙与理论实验室，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，巴黎西岱大学，法国国家科学研究中心）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center of the Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；California State University Fullerton（加州州立大学富勒顿分校）；IDP, UMR 7013 - CNRS - Univ. Orléans- Univ. Tours. Université d’Orléans（IDP联合研究实验室（UMR 7013），法国国家科学研究中心，奥尔良大学，图尔大学，奥尔良大学）
本文研究了有限温度下修改Urca过程的中微子发射率，发现其在中等密度和温度下不一定被抑制，挑战了传统假设。
2023-09-07 astro-ph.HE nucl-th
Cooling of Neutron Stars Revisited: Application of Low Energy Theorems
中子星的冷却主要是通过中微子辐射进行的，作为一个例子，我们研究了修改后的中微子韧致辐射过程$nn \to nnν\barν.$辐射的能量是小的相比，在系统中的其他尺度。因此，我们可以用低能定理来计算中微子发射率的非辐射过程，即在壳层上的$T$矩阵。我们发现，使用的$T-$矩阵相比，以前的估计基于一个π交换导致预测的发射率大幅减少。
2000-12-20 astro-ph nucl-th
Hyperon interaction with dense nuclear matter and link to neutron stars
本文综述了超子-核子和超子-超子相互作用的理论现状，重点介绍了手征有效场论。介绍了稠密物质中超子的结果，并分析了其对中子星性质的影响。
2020-10-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
A Relativistic Quantum Approach to Neutrino and Antineutrino Emissions via the Direct Urca Process in Strongly Magnetized Neutron-Star Matter
本文研究了强磁场作用下中子星物质直接Urca过程的中微子和反中微子辐射。我们计算的中微子发射率的直接Urca过程，即中子转换为质子，电子和反中微子，或质子-电子对转换为中子-中微子对。在朗道能级描述的状态下，我们求解了质子和电子的精确波函数。我们发现，直接Urca过程可以满足运动学约束，即使在密度区域，这个过程通常不会发生在没有磁场。
2021-12-11 astro-ph.HE nucl-th
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
Relaxation of the chiral imbalance in dense matter of a neutron star
用量子场论方法计算了中子星致密物质中电子与质子散射的螺旋度翻转。考察了电子与背景核子之间的电弱相互作用对螺旋度翻转的影响。我们还推导了手性不平衡的动力学方程。推导的动力学方程与其他作者的结果进行了比较。
2016-08-17 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Dense Hadronic Matter in Neutron Stars
本讲座探讨中子星内致密强子物质的性质，重点分析奇异性重子、介子的作用，提出超子谜题相关的超子存在、K介子凝聚相两种内部可能情形。
2024-04-17 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Direct Urca processes involving singlet proton superfluidity in neutron star cooling
重子直接Urca过程A：$n\rightarrow p+e+\barν_{e}$，B：$Λ\rightarrow p+e+\barν_{e}$，C：在相对论平均场近似下，给出了与中子星冷却有关的$Ξ^{-}\rightarrowΛ+e+\barν_{e}$.利用中微子能量损失的相对论表达式，计算了反应B和反应C对中微子光度的贡献.结果表明，反应A，B，C的总中微子光度分别是反应A，B，C的总中微子光度的1/2和1/2，反应B和C的总中微子光度分别是反应A，B，C的总中微子光度的1/2和1/2.反应B和C的总中微子光度分别是反应A，B和C的总中微子光度的1/2和1/2.反应C的总中微子光度分别是反应B和C的总中微子光度的1/2和1/2.反应B和C的总中微子光度分别是反应B和C的总中微子光度的1/2和1/2.反应C的总中微子光度分别是反应B和C的1/2.反应B和C的总中微子光度分别是反应B和C的1/2和C的总中微子光度的1/2.反应C的总在质量范围1.603-2.067 $M_{\odot}$（TM 1模型为1.515-1.840 $M_{\odot}$）内，GM 1模型的C值大于npe $μ$物质中中子星的相应值。超子直接Urca过程B和C虽然降低了反应A的中微子发射率，但说明反应B和C仍然使上述区域的中微子总光度增强.此外，当我们只考虑中子星冷却中的$^{1}S_{0}$质子超流性…
2016-05-02 nucl-th
Thermal impacts on the properties of nuclear matter and young neutron star
本文用相对论平均场论对热核物质的热和核性质进行了系统的研究。我们研究了温度对结合能，压力，热指数，对称性能量的影响，以及它的衍生物的对称核物质使用温度依赖的相对论平均场形式主义著名的G2 $^{*}$和最近开发的IOPB-I参数集。还计算了非对称核物质系统液-气相变的临界温度，并与实验数据进行了比较。我们研究了相对论和非相对论形式下热指数随核子密度变化的近似。利用直接Urca过程计算了超新星遗迹的中微子发射率，得到了一些关于新生原中子星热稳定性和演化的令人兴奋的结果。计算了不同熵值时原中子星的中心温度和最大质量。
2021-09-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Thermal conductivity of dense $npΛ$ matter in neutron star cores
Indian Institute of Technology Jodhpur（印度理工学院焦特布尔分校）
研究大质量中子星核心中npΛ物质热导率，采用变分线性化玻尔兹曼动力学方法及DDME2状态方程，发现中子主导热输运，Λ超子使中子电导率小幅降低，核心热弛豫时间尺度基本不变。
2026-07-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Estimating the variation of neutron star observables by symmetric dense nuclear matter properties
最近的多通道天体物理观测和即将发表的新的电磁和引力测量数据提供了关于致密恒星内部结构的信息。这些宏观观测可以大大增加我们对中子星星系的了解，为微观物理性质提供约束。另一方面，由于面具问题，各种核物质模型及其参数仍然存在不确定性。有效场论是计算致密核物质性质的最广泛的工具。然而，显微镜参数的值需要与核和天体物理测量一致。在这项工作中，我们调查如何引起的微观参数的变化的不确定性。我们在扩展的$σ$ - $ω$模型中使用对称的核物质。计算了稠密物质状态方程，给出了质量半径图。我们指出，核物质的朗道质量和压缩模量与史瓦西中子星的最大质量有一定的线性关系。
2019-05-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Ferromagnetic neutron stars: axial anomaly, dense neutron matter, and pionic wall
我们证明了一个耦合到简并中子的手征非线性西格玛模型在高密度下表现出铁磁相。磁化是由于轴向异常作用于高密度下自发形成的中性π畴壁的平行层。出现的磁场将达到QCD标度~ 10^19 [G]，这表明量子异常可能是磁星（高度磁化的中子星）的微观起源。
2012-09-21 hep-ph nucl-th
Resolving phase transition properties of dense matter through tidal-excited g-mode from inspiralling neutron stars
本文通过首次广义相对论计算含一阶强相互作用相变中子星的潮汐g模，证明双中子星并合引力波可探测内部强子-夸克转变，为致密物质相变提供强约束。
2024-03-17 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Dense Matter and Neutron Stars in Parity Doublet Models
我们研究了致密物质和中子星的性质。特别地，我们讨论了基于强子手征对称性宇称偶重图像的模型计算。在这个实验中，手征对称性恢复的开始反映在重子及其宇称伙伴的简并度上。在这种方法中，我们还将夸克作为自由度，以便能够研究混合星。
2011-10-04 astro-ph.HE nucl-th
Rapid Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A Triggered by Neutron Superfluidity in Dense Matter
我们认为仙后座A中中子星的冷却是由于3P2通道中中子库珀对的破裂和形成所引起的中微子发射增强。我们发现这种超流转变的临界温度约为0.5 × 10^9 K。观察到的冷却速度表明，质子已经处于超导状态，具有更大的临界温度。我们的预测是，这种冷却将以目前的速度持续几十年，这可以通过对这颗中子星的连续监测来检验。
2011-01-19 astro-ph.HE nucl-th
Relativistic direct Urca processes in cooling neutron stars
导出了中子星中简并重子物质中直接Urca过程引起的中微子能量损失的相对论表达式。我们使用两种不同的方法来计算我们感兴趣的反应所引起的发射率。首先，我们用费米的“黄金法则”进行一个标准的计算。第二个计算，得到相同的表达式，执行与援助的偏振功能的介质。我们的中微子能量损失的结果强烈不同于以前的非相对论的结果。当考虑质子和中子之间的不对称性时，我们还讨论了通过介质中的弱带电流的反应中重子矢量流的不守恒。上述效应，没有讨论的文献中，以前，大大修改的极化函数的重子物质中感生的弱带电电流。
2001-10-16 astro-ph hep-ph nucl-th
Warm dense matter and cooling of supernovae remnants
利用相对论平均场模型的NL 3、G3和IU-FSU参数集，研究了热效应对核物质结合能、不可压缩性、自由对称能及其系数等性质的影响.这些模型与冷NM的性质一致，也被用来研究温度的影响，通过纳入费米函数。在NL 3、G3和IU-FSU参数组下，对称NM中液-气相变的临界温度分别为14.60、15.37和14.50 MeV，这与以前的理论和实验研究结果非常吻合.我们发现，随着温度的升高，NL 3和G3参数对饱和密度下结合能和自由对称能的二阶微分系数（即K 0（n，T）和Qsym，0）的影响相反.我们发现，有限温度下G3状态方程的饱和曲率参数（Ksym，0）的预测有利于对大质量双星、GW 170817的引力波和PSR J 0030 +0451的NICER观测的Ksym，0的联合分析。此外，我们还利用直接Urca过程控制的中微子发射率研究了新生恒星的冷却机制，并对中微子发射率进行了一些有趣的评述。我们还讨论了温度对原中子星磁共振谱的影响。
2020-08-27 astro-ph.HE nucl-th
The Neutron Star Mass-Radius Relation and the Equation of State of Dense Matter
稠密物质的物态方程是核物理学长期追求的目标。中子星是恒星演化的超致密残余物，状态方程产生了独特的质量与半径（M-R）关系。在这项工作中，我们确定的中子星质量半径的关系，并根据最近的观测都瞬态吸积和爆发源，我们表明，半径为1.4太阳质量的中子星位于10.4和12.9公里之间，独立的假设的组成核心。我们表明，第一次，这些约束仍然有效，从我们的样本中删除的最极端的瞬态源或整个组的爆发源;我们的约束也适用，即使存在于中子星核心的非限定夸克物质。我们的结果显着约束致密物质状态方程，而且，一致的约束从重离子碰撞和中子物质的理论研究。我们预测一个相对较弱的依赖性的对称性能量的密度和一个值的中子皮厚度的铅，这是小于0.20微米，结果是可测试的在即将到来的实验。
2012-05-31 astro-ph.HE nucl-th
Phase transition to the state with nonzero average helicity in dense neutron matter
在Skyrme有效相互作用模型下，研究了中子物质中出现平均螺旋度非零态的可能性。通过对零温度下的自洽方程的分析，表明Skyrme BSK 18有效力的中子物质在高密度下发生相变，并自发地消除了与中子螺旋度有关的简并性.
2010-12-13 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino scattering from hydrodynamic modes in hot and dense neutron matter
本文计算了流体动力学区中子星和超新星中低能中微子在热而致密的中子物质中的散射率。我们发现，布里渊峰，与声音模式，和瑞利峰，与热扩散模式，占主导地位的动态结构因子。虽然总散射截面的压缩性求和规则的约束，微分截面计算使用的流体动力学响应函数不同的近似处理，如随机相位近似（RPA）在天体物理学中经常使用的结果。我们确定了这些差异，并讨论其对超新星中微子输运的影响。
2013-11-26 hep-ph nucl-th
Do we need dense matter equation of state in curved spacetime for neutron stars?
中子星被认为是研究致密强相互作用物质的天然实验室。利用在平坦时空中计算的致密物质状态方程，通过求解TOV方程，预测了中子星的结构。最近，有报道称，弯曲时空效应或特别是引力时间膨胀效应对致密物质的EoS的影响导致中子星的最大质量极限显著增加[Phys. Rev. D \textbf{104}，123005（2021）和J. Cosmol.阿斯特罗帕特02（2021）026]。然而，在这项工作中，我们表明，在广义相对论和相对论流体动力学的框架内研究的致密物质的流体静力学平衡，巨正则EoS的致密物质，$p(T,μ)$，应该是相同的计算在平坦时空，否则它是不符合当地的热力学关系和能量动量守恒的流体。引力仅通过提高温度$T$和化学势$μ$来影响压力$p$，称为托尔曼定律和克莱因定律。我们重写的TOV方程作为一个替代版本，使巨正则EoS使用场论方法计算可以作为一个直接输入。这可以提供一种工具，通过深度学习来研究致密物质的巨正则EoS。
2022-10-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Constraining dense matter physics using f-mode oscillations in neutron stars
在这个本科生计画中，中子星中的f模式振荡被用来限制稠密物质的状态方程。首次系统地研究了核饱和参数对模振荡的影响。结果表明，核子有效质量的不确定性对f模频率的控制起着最重要的作用。还研究了频率与与星震学有关的天体物理观测量的相关性。未来对f模式频率的探测可以提供一种独特的方式来限制核经验参数，从而限制致密物质的行为。
2020-07-20 astro-ph.HE nucl-th
Thermodynamics of magnetized dense neutron-rich matter
中子星是大质量恒星可能的终态之一。它被重力压缩，并被核简并压力稳定。尽管它的名字，这些物体的组成并不确切。然而，从推断的密度来看，中子很可能构成恒星内部的重要部分。虽然所有的中子星都有磁场，但有些中子星（磁星）的磁化强度比其他中子星高得多，推断磁星表面磁场在$10^{14}$到$10^{15}$高斯之间。虽然中子星是宏观物体，但由于恒星的能量，压力和磁场的极端值，微观尺度上的热力学可以印在恒星的大尺度行为上。这一贡献的重点是描述磁化致密中子物质的热力学，其状态方程，并探讨可能的铁磁状态的条件，磁化真空的贡献，以及可能的观测影响。
2022-06-09 astro-ph.HE nucl-th
Consequences of a strong phase transition in the dense matter equation of state for the rotational evolution of neutron stars
我们探讨了一个强大的一阶相变区域的稠密物质的状态方程在旋转的中子星的内部，并由此产生的两个不相交的家庭的中子星配置（所谓的高质量双胞胎）的影响。在广义相对论的框架下，数值计算了旋转、轴对称和静止恒星的位形，并研究了它们的全局参数和稳定性。由状态方程引起的不稳定性将稳定的中子星构型分成两个互不相交的家族：中子星（第二家族）和混合星（第三家族），并有一个质量重叠的区域，即高质量双星区域。这两个区域被不稳定带分开。它的存在对旋转的中子星有着有趣的天体物理学意义。我们注意到，它提供了一个自然的解释旋转频率截止在观察到的中子星自旋分布，并为脉冲星定时明显缺乏回弯。它也直接使大量的能量释放在一个微型坍缩到另一个中子星配置（核心地震），或一个黑洞。
2017-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Phase Transitions in Dense Baryonic Matter and Cooling of Rotating Neutron Stars
新的天体物理仪器，如skA（平方公里阵列）和IXO（以前的星座X），有望发现数以万计的新的孤立旋转中子星（中子星），中子星的低质量X射线双星（LMXB），异常X射线双星（AXP）和软伽马中继器（SGR）。这些中子星中的许多将在其活跃的生命周期中经历戏剧性的密度变化，由恒星自旋向上或自旋向下驱动，这可能引发其致密重子核心的相变。更重要的是，在LMXB中物质在中子星上的吸积被认为会导致中子星内壳的致密核聚变反应。如果奇异夸克物质是绝对稳定的，那么相关的反应速率可能会发生剧烈的变化。本文概述了需要进行的调查步骤，以探索中子星的热响应旋转驱动的相变在其核心，以及在其外壳的核燃烧方案。这种研究补充了通过粒子对撞机实验对稠密重子物质相图的探索，如在美国RHIC进行的和计划在德国达姆施塔特未来的反质子和离子研究设施进行的。
2009-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Goldstone Bosons in the 3P2 Superfluid Phase of Neutron Matter and Neutrino Emission
在中子星内部的高密度下，中子被凝聚成3 P2超流相。虽然这种凝聚对状态方程的影响很小，但它在确定低温能量-动量输运性质方面具有重要作用。凝聚体对重子数的自发破缺产生了我们熟悉的戈德斯通玻色子，但另外，凝聚体对转动不变性的自发破缺产生了三个戈德斯通玻色子，一般来说，每个破缺的转动生成元对应一个。这些耦合到Z 0的Goldstone玻色子为中微子发射提供了一种新的机制。使用低能量有效场论来描述这些戈德斯通玻色子的动力学，我们估计密集的中子物质的中微子发射率，并表明它们的湮灭是在一定温度范围内的主要能量损失机制。
2003-06-02 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino Emission from Goldstone Modes in Dense Quark Matter
我们计算了重子密度较高时夸克色香味锁（CFL）相中Goldstone玻色子的衰变和散射的中微子发射率。CFL阶段的相互作用由有效的低能理论描述。对于几十keV范围内的温度，与中子星的长期冷却有关，涉及戈德斯通玻色子的发射率比涉及夸克的发射率占主导地位，因为CFL相位的间隙是$\sim 100$ MeV，而戈德斯通模式的质量是10 MeV。出于同样的原因，CFL相的比热也由Goldstone模式主导。尽管如此，大质量模式的发射率和比热仍然相当小，因为它们的数密度非常小。发射率和比热的值意味着孤立的CFL核心冷却的时间尺度是$\sim 10^{26}$ y，这使得CFL相不可见，因为核心周围的正常物质的外层将通过明显更快的过程继续冷却。如果CFL阶段出现在原中子星的演化过程中，中微子与戈德斯通玻色子的相互作用预计将显着更重要，因为温度足够高（$\sim 20-40$ MeV），允许大量密度的戈德斯通模式。
2002-05-18 astro-ph hep-ph nucl-th
Phases of dense matter in neutron stars
本文讨论了最近提出的致密核物质的状态方程，并讨论了中子星中可能出现的相变，如π介子、K介子和超子凝聚、超流性和夸克物质。具体来说，我们处理核到夸克物质的相变，可能的混合相及其结构。给出了一些有和没有相变的旋转中子星的数值计算，并与观测到的质量、半径、温度和毛刺进行了比较。
1999-02-15 astro-ph hep-ph nucl-th
Dense Matter and Neutron Stars: Some Basic Notions
稠密物质的许多性质可以用简单的物理论证来半定量地理解。我们从中子星的外层开始，考虑发生压力电离的密度、电子变为相对论性的密度、中子从核中滴出的密度以及致密物质中平衡核的大小。随后，我们对待所谓的“面食”阶段，预计发生在密度略低于从地壳到液核的中子星发生的过渡的密度。然后，我们考虑在致密物质的超流性方面。给出了均匀核物质中对能隙的估计，并描述了稠密介质对核子间相互作用的影响。最后，我们转向中子星地壳中的超流性，特别是中子超流密度，这是某些中子星自转速率突然加速理论中的一个重要量。
2019-12-26 astro-ph.HE cond-mat.other nucl-th
Neutron Stars and Neutron Skins: Connecting Finite Nuclei to Dense Matter
East Texas A&M University（东德克萨斯农工大学）
研究中子皮肤厚度与中子密集物质方程的关系，通过实验探测和能量密度泛函分析，约束对称能及其斜率。
2026-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Does a hadron-quark phase transition in dense matter preclude the existence of massive neutron stars ?
我们研究了强子-夸克相变对中子星最大质量的影响。状态方程的强子部分依赖于最新的Skyrme核能密度泛函，基本上适合于所有的实验核质量数据，并限制再现无限核物质的性质，从微观计算获得的现实力量。我们表明，由于相变的致密物质状态方程的软化不一定与大质量中子星的存在，如PSR J1614-2230不相容。
2013-04-25 astro-ph.HE nucl-th
Neural network reconstruction of the dense matter equation of state from neutron star observables
强相互作用冷、热超密QCD物质的物态方程仍然是核天体物理领域的一个重大挑战。随着对中子星质量、半径和潮汐形变率测量的进展，电磁波和引力波观测表明，中子星在制约超致密QCD物质的起源中起着重要作用。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，利用深度学习技术从质量半径（M-R）观测中重建中子星EoS。我们采用神经网络（NN）代表EoS在一个独立的模型的方式，在$\sim$ 1-7倍的核饱和密度的范围内。实施无监督自动微分（AD）框架以优化EoS，从而通过TOV方程产生最适合观测的M-R曲线。我们证明了这种方法的工作原理是在模拟数据上重建EoS，即，质量-半径对源自随机生成的多方EoS。重建的EoS以合理的精度拟合模拟数据，仅使用11个模拟M-R对观测值，接近当前实际观测值的数量。
2022-09-02 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
Phase Transitions in Dense Matter and Recent Topics of Neutron Stars
中子星的核心是由密度高于正常核密度的高密度物质组成的，在那里可能发生相变。本文综述了中子星的一些相变和最近的研究课题。
2000-10-09 nucl-th
Gap-bridging enhancement of modified Urca processes in nuclear matter
在中子星密度和温度下的核物质中，库珀配对导致在核子激发谱中形成一个间隙，导致许多输运系数的指数强玻尔兹曼抑制。以前的计算表明，足够大的振幅的密度振荡可以克服这种抑制风味改变$β$过程中，通过“间隙桥接”的机制的证据。我们解决的简化，在最初的工作，并表明，间隙桥接可以抵消玻尔兹曼抑制中微子发射率的修改后的Urca过程的现实情况下，在物质与$^3P_2$中子配对。
2017-01-14 astro-ph.HE nucl-th
Constraints on the dense matter equation of state from young and cold isolated neutron stars
本文通过重新分析数十个孤立中子星的 XMM-Newton 与 Chandra 数据并结合磁热模拟，发现年轻冷星要求 EoS 支持快速冷却，从而排除大量现有状态方程。
2024-04-08 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Direct Urca processes on nucleons in cooling neutron stars
我们利用场论模型对简并重子物质中由Urca过程直接作用于核子引起的中微子能量损失进行了相对论计算。通过分析，在β平衡下，超致密核物质中的中子直接衰变是开放的，这仅仅是由于等矢量介子场在介质中的质子和中子之间产生了一个大的能隙。我们的中微子能量损失的表达式，在平均场近似下得到的，结合了核子反冲，宇称破坏，弱磁性和赝标相互作用的影响。对于我们的公式的数值测试，我们使用的多组分重子物质的自洽相对论模型。直接Urca反应的相对论发射率被发现大大大于预测的非相对论方法。我们发现，由于弱磁效应，相对论发射率增加约40- 50%，而赝标相互作用仅略微抑制能量损失，约5%。
2002-10-20 astro-ph hep-ph nucl-th
Role of dense matter in tidal deformations of inspiralling neutron stars and in gravitational waveform with unified equations of state
本文进一步研究了致密物质性质在冷非吸积中子星潮汐形变中的作用。本文用M-M统一状态方程组计算了重电Love数$k_\ell$和重磁Love数$j_\ell$ ~ $\ell=5$。它们的相对重要性和它们的灵敏度的对称性能量和中子物质的刚度进行了数值评估。本文还讨论了它们对双星中子星吸气辐射引力波信号相位的影响。
2021-02-03 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Nuclear physics inputs for dense-matter modelling in neutron stars. The nuclear equation of state
本文通过核子元建模和贝叶斯分析，结合低密度核物理与高中子星约束，生成状态方程后验分布，并讨论中子星结构与观测的关联。
2023-11-13 astro-ph.HE nucl-th
Unified description of dense matter in neutron stars and magnetars
我们最近发展了一套基于核能密度泛函理论的状态方程，对构成中子星和磁星内部的不同区域提供了统一的描述。从广义Skyrme有效核子-核子相互作用构造的核泛函，产生不仅是一个很好的适合基本上所有的实验原子质量数据，但也被约束，以再现从现实的多体计算得到的中子-物质状态方程。
2013-01-11 astro-ph.HE nucl-th
Neutron stars and stellar mergers as a laboratory for dense QCD matter
中子星观测，包括直接的质量和半径测量，以及恒星合并发出的引力波信号的分析，提供了宝贵的和独特的见解，在高密度的强相互作用物质的属性。在这篇论文中，我回顾了最近的努力，系统地限制状态方程（EoS）的致密核和夸克物质使用从头算粒子和核物理计算和天体物理数据相结合。特别是，我讨论的约束条件，引力波观测GW 170817已放置在EoS，并评论未来的前景，提高精度，这一数量是已知的。
2018-07-12 hep-ph nucl-th
Neutrino emission in neutron stars
计算了中子星中中微子韧致辐射过程的中微子发射率。第一部分利用广义低能定理，用在壳层$T$矩阵计算了自由空间中的电弱核子-核子韧致辐射。第二部分在双圈水平上用强子极化计算了辐射率。考虑了各种介质效应，如有限粒子宽度，$T$ -矩阵中的Pauli阻塞。与Friman和Maxwell在（反对称）一π介子交换方面的开创性工作相比，所得的发射率在饱和密度下小了约4倍。
2003-03-14 astro-ph nucl-th
