中子星地壳的力学性质，如断裂应变和剪切模量，对探测来自中子星的引力波以及来自软伽马射线中继站（SGR）的爆发具有重要意义。这些属性在这里计算三种不同的地壳成分的非吸积中子星，从三个不同的冷却历史的结果，以及为纯铁地壳。利用分子动力学对地壳成分进行了简单剪切模拟。断裂应变和剪切模量在四种情况下是相似的，对于初始完美BCC晶格的模拟，在密度为ρ= 10^{14} g cm^{-3}时，断裂应变约为0.1，剪切模量约为10^{30} dyne cm^{-2}。利用这些地壳性质和{PSR J2124-3358}的观测性质，发现最大变形地壳的引力波的预测应变振幅大于LIGO的观测上限。这表明，这种情况下的中子星地壳可能没有最大限度地变形，或者它可能没有完美的BCC晶格结构。还探讨了从SGRs的爆发计算的地壳属性的影响。一个完美的体心立方晶格结构的机械性能发现，地壳事件本身不能被排除触发SGR爆发的能量。
英文摘要：
The mechanical properties of a neutron star crust, such as breaking strain and shear modulus, have implications for the detection of gravitational waves from a neutron star as well as bursts from Soft Gamma-ray Repeaters (SGRs). These properties are calculated here for three different crustal compositions for a non-accreting neutron star that results from three different cooling histories, as well as for a pure iron crust. A simple shear is simulated using molecular dynamics to the crustal compositions by deforming the simulation box. The breaking strain and shear modulus are found to be similar in the four cases, with a breaking strain of ~0.1 and a shear modulus of ~10^{30} dyne cm^{-2} at a density of ρ= 10^{14} g cm^{-3} for simulations with an initially perfect BCC lattice. With these crustal properties and the observed properties of {PSR J2124-3358} the predicted strain amplitude of gravitational waves for a maximally deformed crust is found to be greater than the observational upper limits from LIGO. This suggests that the neutron star crust in this case may not be maximally deformed or it may not have a perfect BCC lattice structure. The implications of the calculated crustal properties of bursts from SGRs are also explored. The mechanical properties found for a perfect BCC lattice structure find that crustal events alone can not be ruled out for triggering the energy in SGR bursts.
Crust of accreting neutron stars within simplified reaction network
低质量X射线双星中的瞬时吸积中子星通常被认为是在流体静力压缩过程中被吸积物质中的核反应加热的。为了正确解释观测结果，需要对这些反应进行详细建模。在本文中，我们构造了一个简化的反应网络，它可以很容易地实现，主要依赖于原子质量表作为核物理输入。我们表明，如果应用相同的质量模型，它可以很好地再现Lau等人（2018）的详细网络的结果。然而，组成和加热功率被证明是敏感的质量表使用和处理的质量表边界，如果一个应用其中几个在一个模拟。特别地，在密度$ρ=2\times 10^{12}$ g cm $^{-3}$下的杂质参数$Q_\mathrm{imp}$可以相差几倍，甚至随着密度的增加而增加。综合热实现的曲线显示出在Fantina等人（2018）和Lau等人（2018）的结果之间有很好的限制。
Large collection of astrophysical S-factors and its compact representation
吸积中子星壳内的众多核反应都受到稠密等离子体环境的强烈影响。对超级爆发、深部地壳加热和其他中子星核燃烧现象的模拟需要这些反应的天体物理S因子（作为碰撞核的质心能量E的函数）。为大约5000个非共振聚变反应创建了一个大型的S因子数据库，这些反应涉及Be、B、C、N、O、F、Ne、Na、Mg和Si的稳定和不稳定同位素。它扩展了以前的数据库，其中包括大约1000个涉及C，O，Ne和Mg同位素的反应。使用圣保罗潜力和势垒穿透形式主义的计算。所有计算的S-数据都由之前提出的S（E）的分析模型参数化[Phys.Rev.C82，044609（2010）]，并在此进一步阐述。对于一个给定的反应，本S（E）-模型包含三个参数。这些参数可以很容易地沿着涉及相同元素的同位素的反应进行插值，只有七个输入参数，提供了一个超紧凑，准确，简单和统一的数据库。S（E）近似也可以用来估计致密物质中S（E）和核反应速率的理论不确定性，例如吸积中子星内壳中的34 Ne +34 Ne反应。
Microscopic sub-barrier fusion calculations for the neutron star crust
富中子核的聚变对于确定吸积中子星壳的组成和加热可能是重要的。熔合截面的计算采用含时Hartree-Fock理论结合密度约束的Hartree-Fock计算来推导有效势。所研究的系统包括16 O +16 O、16 O +24 O、24 O +24 O、12 C +16 O和12 C +24 O。我们发现与实验截面的稳定核融合显着的协议。我们的模拟使用SLy 4 Skyrme力，该力先前已适合稳定核的性质，并且没有参数适合融合数据。我们比较我们的结果简单的圣保罗静态屏障渗透模型。对于不对称系统12 C +24 O或16 O +24 O，我们预测的截面比圣保罗模型预测的大一个数量级。这可能是由于中子从非常富中子的核转移到稳定的核和碰撞过程中核密度的动态重排。这些影响不包括在潜在的模型中。对于非常富中子的核，这种聚变截面的增强可以在实验室中用放射性核束进行测试。
Thermal conduction and thermopower of a warm neutron star crust in magnetic fields
Yerevan State University（埃里温国立大学）；Byurakan Astrophysical Observatory（比尤拉坎天体物理观测站）；University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学）；Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究所）
