Velocity-dependent energy gaps and dynamics of superfluid neutron stars
M. E. Gusakov, E. M. Kantor
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。
We show that suppression of the baryon energy gaps, caused by the relative motion of superfluid and normal liquid components, can substantially influence dynamical properties and evolution of neutron stars. This effect has been previously ignored in the neutron-star literature.
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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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。
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。
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。
Damping of sound waves in superfluid nucleon-hyperon matter of neutron stars
本文研究大质量中子星核超流核子超子物质中的声波。我们计算和分析了由于剪切粘性和粒子变换的非平衡弱过程引起的声速和它们的阻尼时间。为此，我们采用了耗散相对论流体动力学的超流核子超子混合物，最近制定的[M. E。Gusakov和E.M. Kantor，Phys.Rev.D78，083006（2008）]。我们表明，阻尼时间的声音模式计算使用这种流体力学和普通（nonsuperfluid）的，可以彼此不同的几个数量级。
Temperature-dependent oscillation modes in rotating superfluid neutron stars
我们计算了慢转超流中子星中惯性振荡模的谱，首次考虑了有限温度和超流中子与质子夹带的影响。我们在牛顿极限下工作，并假设最小的核心组成（中子，质子和电子）。我们还开发了一个近似的方法，允许一个计算的超流r-模式解析。最后，我们推导并分析了超流NS物质中惯性模在短波长极限下的色散关系。
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。
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。
Temperature-dependent r-modes in superfluid neutron stars stratified by muons
我们计算了一个缓慢旋转的超流牛顿中子星的有限温度r模谱，忽略了中子和质子液体组分之间的夹带（即，忽略夹带矩阵的非对角元素）。我们表明，“最小”NS核心组成（中子，质子和电子）只有两个$m=2$ r-模式存在--正常模式，这是类似于普通的r-模式在一个nonsuperfluid星，和超流体温度依赖模式。考虑到核心中的μ子极大地改变了振荡谱，导致了一组无限的超流体r模式，其频率随温度而变化。我们表明，正常的r-模式可以表现出避免交叉与超流模式在某些“共振”的温度，在那里它消散强烈，这导致大量抑制的r-模式的不稳定性在这些温度附近。计算并讨论了相应的失稳窗口。
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。
Transport equations and linear response of superfluid Fermi mixtures in neutron stars
研究了两种费米液体强相互作用超流混合物的输运性质。此类物质的一个典型例子是中子星核心中的中子质子液体。为了描述这种混合物，我们采用了朗道费米液体理论，将其推广到考虑超流性的影响。我们用公式表示动力学方程并分析系统对矢量的线性响应（例如，电磁）扰动。特别是，我们计算的横向和纵向偏振功能的液体成分。我们证明，它们可以表示通过朗道参数的混合物和非相互作用物质的极化函数（当朗道准粒子相互作用被忽略）。我们的结果可以用于，例如，用于研究超流费米混合物中的动力学系数和低频长波长集体模式。
Nonradial superfluid modes in oscillating neutron stars
首次在有限的恒星温度下自洽地研究了超流非旋转恒星的非径向振荡。本文应用一个现实的状态方程和一个现实的中子和质子超流性临界温度的密度相关模型。特别地，我们讨论了一个在中心和核的外部区域没有中子超流性，但有超流中间区域的恒星的三层结构。我们发现，振荡谱包含一组模式，其频率可以是非常敏感的温度变化。本文还分析了中子星冷却过程中脉动谱的快速时间演化。
Shear viscosity and the r-mode instability window in superfluid neutron stars
我们分析了最近计算的剪切粘度$η$在超流中子星的核心影响的r-模式不稳定性窗口。我们首先分析了超流声子的贡献的粘度，无论是在其流体动力学和弹道制度。我们还考虑了Shternin和Yakovlev最近对电子与电子和质子碰撞产生的$η$的计算，并讨论了超流声子和电子之间的相互作用对剪切粘性的影响.为了评估的r-模式不稳定性窗口，我们比较由于声子的流体动力学制度的剪切粘度与由于电子碰撞的剪切粘度。只有在高温下的超流声子贡献$η$开始占主导地位的r模式阻尼的过程。虽然我们的不稳定窗口的结果是初步的，其他耗散过程也应该考虑在内，他们不同于以前的评价的r-模式阻尼由于剪切粘度在超流中子星。
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。
Composition temperature-dependent g-modes in superfluid neutron stars
我们证明了在超流中子星中可能存在一种特殊的温度依赖型$g$模。我们计算了这些模式的Brunt-V $\ddot{\rm a}$是$\ddot{\rm a}$ l $\ddot{\rm a}$频率，以及它们的本征频率。后者结果是相当大的，高达$\sim 500$赫兹的一个选定的模型的中子星。这一结果特别表明，即使在大多数快速旋转的超流中子星中，使用正压状态方程计算惯性模也可能不是一个好的近似。
The hottest superfluid and superconductor in the Universe: Discovery and nuclear physics implications
我们介绍了最近的工作，利用中子星的天文观测，揭示了独特的见解核物质，不能从地球上的实验室。首先，我们讨论了我们对银河系中最年轻的中子星的快速冷却的测量，这为中子星的超核核心中的超流性和超导性提供了第一个直接证据。我们表明，观测到的热核X射线爆发的中子星可以用来约束性质的中子超流性和中微子发射。我们描述了快速中子星自转速率对核物理和超流体物理的影响。最后，我们表明，夹带之间的中子超流和核晶格的耦合导致一个不太流动的地壳超流，这一结果提出了问题的脉冲星故障的传统图片仅仅是由于地壳超流，并建议核心超流也参与。
Superfluid effects on gauging core temperatures of neutron stars in low-mass X-ray binaries
中子星从低质量的双星伴星吸积物质，观测到由于中子星表面物质的热核爆炸而发生X射线爆发。我们使用最近的超流和超导性质的结果表明，在这些中子星的核心温度可能不是唯一确定的范围内观察到的吸积率。推断出的核心温度的简并性可能有助于解释中子星之间的差异，这些中子星在多次爆发之间有很短的重现时间，而那些在爆发之间有很长的重现时间：短爆发源在恒星核心有较高的温度和正常的中子，而长爆发源有较低的温度和超流中子。如果正确的话，对短爆发源中最低亮度和长爆发源中最高亮度的测量可以用来限制中子超流性开始的临界温度。
Transport coefficients in superfluid neutron stars
研究了超流中子星中声子碰撞引起的剪切、体粘滞系数和热导率。我们使用有效场论技术来提取允许的声子碰撞过程，写为状态方程和系统的间隙的函数。由于声子散射的剪切粘度相比，来自电子碰撞的计算。我们还评论了超流中子星中r模阻尼的可能后果。此外，我们还发现声子碰撞对中子星核内的体粘滞系数的贡献最大。最后，我们从声子碰撞中得到了一个与温度无关的热导率，并将其与超流中子星中的电子-μ子热导率进行了比较。
Thermal conductivity due to phonons in the core of superfluid neutron stars
计算了声子对超流中子星核热导率的贡献。我们使用有效场论技术来提取声子散射率，写为系统状态方程的函数。我们还计算了线性阶以上的声子色散律，它依赖于超流中子物质的能隙。所有这些成分，我们用变分方法数值求解玻尔兹曼方程。我们发现，热导率$κ$是由组合的小角度和大角度的二元碰撞。在色味锁定超流体中，我们发现我们的结果可以很好地近似为$κ\propto 1/ Δ^6$，其中$Δ$是中子隙，比例常数取决于密度。我们进一步评论的可能相关的电子和超流声子碰撞在获得总的贡献，在超流中子星的核心热导率。
Temperature effects in pulsating superfluid neutron stars
研究了有限恒星温度对超流中子星振荡的影响。这些影响的重要性说明了一个简单的例子，径向脉动的广义相对论恒星。两个主要的影响被考虑：（i）温度依赖性的夹带矩阵和（ii）的超流区域的大小随温度的变化。四个模型被认为是，其中包括一个或两个这两个影响。计算了这些模型的脉动谱，并导出了在接近中子超流性临界温度时本征频率的渐近线。它表明，模型，允许的温度效应（ii），但忽略的效果（i），产生不切实际的结果。正常和超流型脉动的本征函数进行了分析。结果表明，超流脉动模式实际上不会出现在中子星表面，因此，很难通过测量调制的电磁辐射从恒星观察。计算了剪切粘性和非平衡修正Urca过程引起的脉动阻尼的e折叠时间，得到了它们在中子临界温度附近的渐近线。结果表明，超流脉动模的阻尼比正常模快1- 3个数量级。
Force on proton vortices in superfluid neutron stars
计算了在恒星温度为零时，中子星超流和超导物质中质子涡旋所受的力。纵向（耗散）和横向（洛伦兹型）分量的力推导出一个连贯的方式，并详细比较与文献中的相应表达式。这使我们能够解决关于作用于质子涡旋的洛伦兹型力分量的形式的争议。计算的力是超导中子星磁流体动力学的关键组成部分，对于模拟恒星磁场的演化非常重要。
Quasi-normal modes of superfluid neutron stars
在广义相对论框架下，考虑有限温度效应，研究了含超流重子的中子星的非径向振荡。利用微扰方法，我们推导出描述恒星振荡的方程，我们解决了数值积分，采用不同的模型的核子超流性，并确定准正常模式的频率和引力阻尼时间。正如预期的结果，我们发现两类模式，分别与超流和非超流的自由度。我们研究的模式的温度依赖性，发现在特定的温度值，两类准正常模式的频率显示避免交叉，和他们的阻尼时间变得可比。我们还表明，当温度不接近避免的交叉点时，可以通过忽略正常和超流自由度之间的耦合来精确地计算模式的频率。我们的结果对中子星的引力波辐射有潜在的意义。
New eigen-mode of spin oscillations in the triplet superfluid condensate in neutron stars
在中子星内核的三重态超流中子凝聚体中，除了已知的$ω\simeqΔ/\sqrt{5}$自旋波外，还存在$ω\simeq \sqrt{58/35}Δ$自旋振荡的本征模。新模式在运动学上能够通过中性弱电流衰变为中微子对。在BCS近似下，考虑了$^{3}P_{2}-^{3}F_{2}$与总角动量$m_{j}=0$的投影配对的情况.
Instability of Superfluid Flow in the Neutron Star Core
在中子星的外核中，超流涡旋被钉扎到磁通量管上，使得中子超流和质子-电子流体之间的速度差为$\sim 10^5$ \cms \。在涡旋阵列上产生的马格纳斯力的作用下，涡旋通过热激活或量子隧穿经历{ \em涡旋蠕变}。我们研究这种情况下的流体动力学稳定性。涡蠕动引入了两个低频模式，其中之一是不稳定的临界波数以上的任何非零流速的中子超流体相对于带电流体。对于外核的典型钉扎参数，超流在波长$λ\lap 10$ m和$\sim (λ/{1 m})^{1/2}$ yr到$\sim 1$ d的时间尺度上是不稳定的。涡旋晶格可能退化为缠结，超流流动将变成湍流。我们认为，超流体湍流可能是造成许多中子星中红色定时噪声的原因，并找到了与观测基本一致的预测光谱。
Dissipation in relativistic superfluid neutron stars
我们分析了广义相对论超流中子星振荡的阻尼。为此，我们扩展了在[Gusakov & Kantor PRD 83，081304（R）（2011）]中首次提出的超流和正常振荡模式解耦的方法。所有的计算都是在有限温度超流流体动力学中自洽进行的。导出了剪切粘度和体积粘度对阻尼时间影响的一般解析公式。这些公式描述了正常和超流中子星，并适用于任意多极振荡模式。我们证明：（i）对于大多数恒星温度，如果对计算正常f-模式的阻尼时间感兴趣，则使用普通的单流体流体动力学是一个很好的近似;（ii）对于径向和p-模式，这种近似是差的;（iii）阻尼时间的温度依赖性经历与相邻振荡模式的共振耦合相关联的一组快速变化。后一种效应可以大大加速正常模式的粘性阻尼在中子星热演化的某些阶段。
Towards real neutron star seismology: Accounting for elasticity and superfluidity
研究了弹性地壳对超流中子星振荡谱的影响。在两个流体形式主义，我们考虑牛顿恒星模型，包括一个成熟的中子星的相关成分。地核是由超流中子和带电粒子的混合物形成的，而地壳内部则是由超流中子渗透的原子核晶格描述的。我们线性化的泊松和非旋转超流星的守恒方程和研究的弹性，夹带和成分分层的剪切和声学模式的影响。在地核和地壳中，卷吸都是从核子有效质量的最新结果导出的。作为一个本征值问题求解的扰动方程，我们发现，在地壳中的超流中子和它们的大的有效质量的存在可能有显着的影响，对恒星的振荡谱。
Lagrangian perturbation theory for a superfluid immersed in an elastic neutron star crust
成熟中子星的内壳，富中子核的弹性晶格与中子超流体共存，对一系列天体物理现象产生影响。超流体的存在是我们理解脉冲星故障的关键，预计会影响热导率，从而影响表面温度的演变。在研究中子星动力学、讨论全球振荡和相关的不稳定性时，也必须考虑地壳和超流体之间的耦合。在本文中，我们发展拉格朗日微扰理论，注意到关键问题，如超流卷吸，潜在的涡钉扎，耗散相互摩擦和恒星的磁场。我们还讨论了核壳界面的性质。这些结果为一系列有趣的天体物理应用提供了理论基础。
Vortex buoyancy in superfluid and superconducting neutron stars
质子涡旋的浮力被认为是中子星超导内部磁场驱逐的重要机制之一。在这里，我们表明，普遍接受的浮力表达式是不正确的，应该加以修改。正确的表达式推导出的中子和质子涡。有人认为，这种力量已经包含在Bekarevich和Khalatnikov的粗粒度流体动力学及其各种多流体扩展，但在霍尔的流体动力学中不存在。一些潜在的有趣的浮力相关的影响进行了简要讨论。
A low energy theory for superfluid and solid matter and its application to the neutron star crust
我们制定了一个低能量有效的理论，描述相的物质是固体和超流体。这些系统同时打破了平移对称和与粒子数相关的相位对称。对称性限制了有效作用量中可能出现的项的组合，并且具有相等导数数的最低阶项和Goldstone场完全由热力学自由能指定，或者等效地由基态中静态关联函数的长波长极限指定。我们表明，构成晶格和超流体的粒子之间的相互作用引起夹带，戈德斯通模式之间的混合。作为一个具体的例子，我们讨论了中子星内壳的低能理论，其中电离核晶格与中子超流体共存。
Instability of Superfluid Flow in the Neutron Star Inner Crust
超流涡旋被钉扎在中子星内部地壳的核晶格上，使得当中子星向下旋转时，超流和固体之间的速度差得以维持。在涡旋晶格上产生的马格努斯力作用下，涡旋通过热激活或量子隧穿经历{ \em涡旋蠕变}。我们研究这种情况下的流体动力学稳定性。涡蠕动引入了两个低频模式，其中之一是不稳定的临界波数以上的任何非零流速的超流体相对于固体。对于典型的钉扎参数的内地壳，超流体流是不稳定的长度尺度$\lap 10$米和时间尺度快到几个月。涡旋晶格可能退化为缠结，超流流动可能变成湍流。出乎意料的大耗散将抑制这种不稳定性。
Decoupling of superfluid and normal modes in pulsating neutron stars
我们证明了控制超流中子星脉动的方程可以分裂成两组弱耦合方程，一组描述超流模，另一组描述正常模。对于实际的状态方程，耦合参数s很小，|s| ~ 0.01-0.05。s=0的近似值已经足以在几个单位的精度内计算脉动谱。我们的研究结果表明，特别是，发射的引力波从超流脉动模式相比，从正常模式被抑制。所提出的方法可以大大简化建模的脉动超流中子星。
The Effect of Quantized Magnetic Flux Lines on the Dynamics of Superfluid Neutron Star Cores
我们研究了中子星超流核的动力学耦合时间尺度，考虑了量子化中子涡旋与质子超导体量子化通量线的相互作用，以及先前考虑的带电组分对中子涡旋线自发磁化的散射。我们比较的情况下，涡流运动以不同的方式约束的磁通量管与超导质子的阵列。这包括绝对钉扎和蠕变穿过均匀的磁通线阵列。磁通线的环形排列的效果也被认为是。在所有情况下，中子星核心中包含均匀的通量管阵列显着减少了中子和质子流体成分之间耦合的时间尺度。对于环形分量，类似于内地壳超流体的蠕变响应是可能的。
Zero sound in triplet-correlated superfluid neutron matter
研究了超流中子液体在$^{3}P_{2}-\,^{3}F_{2}$对情况下对外矢量场的线性响应。的考虑是有限的情况下，当扰动的波长是大的相干长度相比，在超流物质和转移的能量是小的间隙振幅相比。所得结果用于分析超流中子凝聚体的类声子激发。特别地，我们分析了中子凝聚成$m_{j}=0$的情况，这是传统上被认为是中子星的体物质中的优选状态。零声（如果存在的话）被发现是各向异性的，并在低于一定的温度阈值时发生强烈的衰减，这主要取决于费米液体相互作用的强度。
Magnetohydrodynamics of superfluid and superconducting neutron star cores
成熟的中子星足够冷，可以包含大量的超流体和超导成分。这些系统的区别在于存在与超流性相关的额外动力学自由度。为了考虑模型的冷凝物的混合物，我们需要开发一个多流体的描述，占旋转中子涡旋和磁质子通量管的存在。我们还需要对阻碍涡旋和通量管运动的力进行建模，并了解这些力如何作用于凝聚体。本文讨论了中子星外核的超流中子与第二类质子超导体和电子气共存的模型。我们讨论了该系统的流体动力学，重点是卷吸效应，磁场，涡流/磁通管张力和耗散相互摩擦力的作用。我们的最终结果可以直接应用于许多有趣的天体物理场景，例如与中子星振荡或大尺度磁场的演化。
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。
An unstable superfluid Stewartson layer in a differentially rotating neutron star
实验和数值证据的存在Stewartson层的球形Couette流在小Ekman和Rossby数（$\Ek \lsim 10^{-3}$，$\Ro \lsim 10^{-2}$），相关的流体动力学制度的超流外核的中子星进行审查。首次对超流Stewartson层进行了数值模拟，显示了该层如何被非轴对称不稳定性破坏。$\Ek$和$\Ro$的不稳定范围进行了比较，这些数量的估计在无线电发射机表现出毛刺。人们发现，故障脉冲星位于不稳定边界的稳定侧，允许在故障之前建立差动旋转。
Gravitational wave emission from rotating superfluid neutron stars
本文研究了定常旋转形变中子星中钉扎超流分量对引力波辐射的影响。我们表明，超流钉扎允许的可能性，有引力波发射在恒星的自旋频率$Ω$和它的第一谐波，$2Ω$。这与没有被钉扎超流的传统情况形成对比，在传统情况下，要么只有$2Ω$谐波存在，要么恒星经历岁差，这一特征在已知的脉冲星群中并不常见。这项工作激励了进行引力波搜索，其中搜索$Ω$和$2Ω$谐波，即使是在有针对性的搜索来自已知恒星的波，没有观察到进动。对这种双分量信号的观测将提供支持恒星内部钉扎超流性的证据。
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