$K^-$-Driven Direct Urca Cooling in Rotating Neutron Stars: A Bayesian Study
BITS Pilani, Hyderabad Campus（比拉理工学院海德拉巴校区）
利用贝叶斯推断和NICER观测约束反Kaon-核子光学势，研究反Kaon凝聚对中子星状态方程和冷却的影响，发现强吸引势降低直接Urca阈值，旋转抑制冷却。
2026-06-25 astro-ph.HE nucl-th
Rapid cooling of neutron star in Cassiopeia A and r-mode damping in the core
对Cas A中中子星的快速冷却提出了另一种解释。这表明，明星正在经历恢复期后的r-模式加热过程，假设明星是差分旋转。像中子超流触发模型一样，我们的模型预测快速冷却将持续几十年。然而，这两个模型的行为略有不同，它们可能会在不久的将来通过观察来区分。
2011-06-20 astro-ph.HE
Possibility of rapid neutron star cooling with the realistic equation of state
快速冷却过程是否发生对中子星的热演化至关重要。特别是，直接Urca过程的阈值，这是一个快速冷却过程，是由内部质子分数$Y_p$，或核对称能。由于最近的观测表明中子星的半径很小，所以对称能的值最好是低的。在这项研究中，采用三种状态方程（EoS）模型：Togashi、Shen和LS 220 EoS对中子星冷却进行了模拟。Togashi EoS最近被构造成在有限温度下具有真实的核势，并被发现可以解释中子星的小半径。结果发现，由于直接Urca过程是禁止的，中子星的冷却是缓慢的使用Togashi EoS。这是因为Togashi EoS的对称能低于其他EoS。因此，为了解释使用Togashi EoS观测到的孤立中子星（INS）的年龄和表面温度，无论表面成分如何，都需要其他快速冷却过程。
2020-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A Novel Parameterization for Rapid Cooling in Supernova Remnants, with applications to the Pa 30 nebula
Purdue University（普渡大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文提出β参数描述超新星残骸的冷却过程，通过不同冷却时间尺度生成连续形态，揭示Pa 30星云的丝状结构形成机制及所需冷却功率。
2026-04-28 astro-ph.HE
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
Observational appearance of rapidly rotating neutron stars: X-ray bursts, cooling tail method, and radius determination
低质量X射线双星中的中子星（NS）以足够高的频率旋转，以显著偏离球形（$ν_* \sim$ 200- 600 Hz）。我们调查的影响，快速旋转的观测外观的NS。我们提出了解析公式的引力质量和赤道半径的快速旋转NS的质量$M$和半径$R$的非旋转NS相同的重子质量使用精确的完全相对论计算。我们计算光谱从一个扁圆旋转NS观察到在不同的倾角使用修改的扁圆史瓦西（MOS）近似，其中光弯曲计算史瓦西度规，但框架拖曳和四极矩的NS大约占光子红移计算。我们将冷却尾方法推广到快速旋转NS的情况，以获得具有相同重子质量的相应非旋转NS的$M$和$R$的最可能值。我们近似的本地光谱从NS表面的稀释黑体使用以前计算的NS大气模型。我们表明，NS半径可以高估3- 3.5公里的正面恒星的$R\approx 11$公里旋转在$ν_* =$ 700赫兹，如果版本的冷却尾方法用于非旋转NS。我们将该方法应用于在SAXJ1810.8PDMATHABMS 2609中以$ν_* \approx$ 532 Hz旋转的NS观察到的X射线爆发。如果在倾角i=60度时观察，非旋转NS（假设$M=1.5 M_\odot$）的最终半径变为$11.8\pm0.5$ km，正面观察时为$R=11.2\pm0.5$ km，这两个值比使用忽略旋转的标准冷却尾翼方法获得的半径小0.6和1.2 km。这些快速旋转NS的相应赤道半径为12.3 …
2020-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Standard cooling of rapidly rotating isolated neutron stars in 2D
我们在完全广义相对论下研究了轴对称旋转中子星的热演化。为此，我们开发了“NSCool 2D Rot”，它是D.页.作为我们的新代码的第一个应用程序，我们解决的标准冷却孤立的中子星的旋转频率的质量脱落限制。我们研究的状态方程（EOS）的影响，考虑不同的组合的核和壳EOS。结果表明，复杂的时间依赖性演化的温度分布在整个体积的恒星，特别是在地壳。我们发现，大部分的复杂性可以归因于形成的“热团”在地壳和纬度依赖的热扩散时间尺度通过地壳。
2022-12-09 astro-ph.HE
Synchrotron Lightcurves of blazars in a time-dependent synchrotron-self Compton cooling scenario
耀变体发射从无线电到γ射线的所有频带的非热辐射。此外，它们经常在所有频率上表现出快速的耀斑事件，其时间尺度为TeV和X射线通量的两倍，数量级为分钟，并且这种快速的耀斑事件很难在理论上解释。我们探讨了同步自康普顿冷却的效果，这是固有的时间依赖性，导致电子的快速冷却。在以前的论文中，集中讨论了这种冷却方案对耀变体光谱能量分布的影响，这里研究了时间相关方法对同步光变曲线的影响。考虑到由于有限大小的源和源的几何形状的延迟，我们表明，随时间变化的同步自康普顿（SSC）冷却仍然有深远的影响的光变曲线相比，通常的线性（同步和外部康普顿）冷却条款。如果SSC冷却花费的时间长于光交叉时间尺度，则这是最明显的。然后，在大多数频带中，变化时间尺度比线性冷却条件下短一个数量级。这是另一个强有力的迹象表明，时间依赖的方法应该考虑到从紧凑的发射区的blazar耀斑建模。
2013-09-19 astro-ph.HE
The cooling of the Cassiopeia A neutron star as a probe of the nuclear symmetry energy and nuclear pasta
在过去的十年中，对Cas A超新星遗迹中的中子星的X射线观测表明，这颗恒星的表面温度正在迅速下降$\approx$ $2-5.5\%$。一种解释认为，快速冷却是由恒星核心的中子超流引发的，导致中子库珀对断裂和形成（PBF）的中微子发射增强。使用一致的中子星地壳和核心状态方程（EOS）和成分，我们探讨了这种解释的灵敏度密度依赖的对称性能量$L$的EOS，并加强中微子冷却的存在下，在地壳“核面食”的气泡阶段。在保守的范围内的中子星质量和信封组成的冷却建模，我们发现$L\lesssim70$兆电子伏，与地球上的实验约束和其他天体物理观测的竞争。对于接近$M\gtrsim 1.65 M_{\odot}$的最可能质量的质量，约束变得更加严格$35\lesssim L\lesssim 55$ MeV。包含的气泡冷却过程降低了恒星在PBF阶段的冷却速率，只有当$L\lesssim45$ MeV，考虑到所有的质量，对应于中子星半径$\lesssim 11$公里，匹配观察到的速率。
2013-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Rapid neutron star cooling triggered by dark matter
本研究探讨非对称费米子暗物质的引力作用对中子星热演化的影响，发现暗物质聚集可提升核心重子密度，使低质量中子星也能发生直接Urca过程并加速冷却，指出银河系中心区域中子星观测对验证该机制的重要性。
2024-03-07 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Evidence for Rapid Adiabatic Cooling as an Origin of the Recombining Plasma in the Supernova Remnant W49B Revealed by NuSTAR Observations
在过去十年中，对超新星遗迹（SNRs）的X射线观测表明，重组等离子体的存在在某种类型的物体中有些常见。SNR W 49 B是这些天体中最年轻、最热、电离程度最高的，因此提供了关于SNR早期演化阶段如何达到复合阶段的关键信息。特别是，从Fe的辐射复合连续（RRC）的光谱特性是限制详细的等离子体条件的关键。在这里，我们提出了成像和光谱研究的W 49 B与核光谱望远镜阵列（NuSTAR），利用有史以来最高的灵敏度，以Fe RRC在> 8.8keV。我们确认，铁RRC是最突出的西部的SNR，因为最低的电子温度（~ 1.2 keV）实现。我们的空间分辨光谱分析揭示了电子温度和复合时间尺度之间的正相关性，具有~ 4 keV的均匀初始温度，这与作为过电离起源的快速绝热冷却方案是一致的。这项工作证明了NuSTAR的适用性，热发射的研究，除了硬非热X射线，从年轻和中年的SNR。
2018-12-03 astro-ph.HE
Rapid neutrino cooling in the neutron star MXB 1659-29
我们发现，瞬态系统MXB~1659-29中的中子星的核心中微子光度大大超过了修改后的Urca反应（即，$n+n\to n+p+e^{-}+\barν_{e}$和逆），并与发生在一小部分核心中的直接Urca反应（$n\to p+e^{-}+\barν_{e}$和逆）一致。对中子星外壳在吸积2.5年后的热弛豫的观测使我们能够测量吸积过程中沉积到核心的能量，然后作为中微子再辐射，并推断核心温度。对于核子核来说，这需要核子是未配对的，并且质子分数超过临界值，以允许直接Urca反应进行。MXB~1659-29中的中子星是第一颗在其X射线光谱中被探测到的需要快速中微子冷却过程的热成分。测量中子星核心在静止期的温度变化，可以确定核心比热的上限，并检查中子星核心中核子未配对的比例。
2017-12-29 astro-ph.HE
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
Coupled Shock Cooling and Radioactive Heating in the Type IIb Supernova SN 2024aecx: An Extended Envelope and Rapid Optical Decline
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
研究IIb型超新星SN 2024aecx，用扩展版\texttt{TransFit}建模其多波段演化，拟合相关参数，推断出有效外半径等数据，支持激波冷却加放射性加热解释，指出其快速光学下降需超出简单放射性扩散的物理机制。
2026-07-15 astro-ph.HE
Rapid Cooling of the Neutron Star in the Quiescent Super-Eddington Transient XTE J1701-462
我们介绍了Rossi X射线定时探测器和雨燕观测在2006-2007年的超爱丁顿中子星（NS）瞬态XTE J1701-462爆发的最后三个星期，以及钱德拉和XMM-牛顿观测涵盖了随后的静止期的前800天。源从活跃吸积迅速过渡到平静，在~13天内光度下降了3个数量级以上。在静止期间获得的光谱表现出热分量，假定起源于从NS表面的发射，和一个不确定的起源，这表明大的和不规则的变化的非热分量。我们解释所观察到的衰减推断的有效表面温度的NS在平静的冷却NS地壳后，被加热，并带来了热平衡的核心在爆发。数据的解释是复杂的，因为温度明显暂时升高，大约220天进入静止期，可能是由于额外的吸积激增。我们推导出推断温度的指数衰减时间尺度约为120（+30/-20）天（不包括受暂时增加影响的观测）。这个短时间尺度表明一个高导电性的NS地壳。需要进一步的观测来确认地壳是否仍在缓慢冷却，或者已经与地核达到热平衡，表面温度约为125 eV。后者意味着在8.8千秒差距的假设距离下，一个高的平衡热光度约为5x 10 ^{33} erg/s。
2010-04-12 astro-ph.HE
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。
2015-10-23 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
Neutron star cooling with $Δ$ dUrca processes
本研究首次将Δ直接Urca过程的中微子发射率纳入中子星冷却模拟，发现该过程可加速中子星冷却，为解释低温中子星提供了新依据。
2026-10-09 astro-ph.HE hep-ph
Verification of Cas A neutron star cooling rate using Chandra HRC-S observations
本文利用25年钱德拉HRC数据交叉验证Cas A中子星冷却速率，发现其低于ACIS结果，消除了与理论预测的矛盾，支持中子三重态超流相关冷却机制。
2025-08-24 astro-ph.HE
Upper limits on the rapid cooling of the Central Compact Object in Cas A
仙后座A超新星遗迹中的中央致密天体（CCO）很可能是一颗非常年轻（$\approx 300$ yr）的中子星。如果先前报道的它的表面温度在10年内下降4%的说法能够得到证实，这将对中子星物理学产生深远的理论影响。然而，温度下降推断钱德拉ACIS数据受仪器的影响，可能会导致随时间变化的光谱失真。采用不同的仪器设置，最大限度地减少光谱失真，我们的2006年和2012年钱德拉光谱的CCO没有显示出统计上显着的温度下降。在这里，我们介绍了2015年在相同仪器模式下进行的额外观测。在8.5年的时间跨度，我们没有发现显着的温度下降，使用碳或氢的大气模型中的X射线光谱拟合。我们保守的$3σ$上限分别对应于碳气氛模型在10年内的$<3.3$ %和$<2.4$ %温度下降，分别与吸收氢柱密度的变化或恒定值拟合。最近修订的ACIS过滤器污染物模型对拟合结果有很大影响，降低了以前报告的温度和流量变化的重要性。我们预计，进一步改进的污染物模型和更长的时间覆盖范围可以显着降低未来的上限。
2018-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron star cooling in modified gravity theories
首次在标量张量理论中研究了孤立中子星的热演化。从孤立中子星温度观测的角度来看，Urca直接过程引起的快速冷却是否发生是一个有趣的问题。此外，核子超流性冷却效应的研究虽然在现代冷却理论中占有重要地位，但也存在很大的不确定性。冷却效果通常受质子分数和中心密度的影响。如果第五种力是由于引力的修正而引起的，那么中子星的中心密度和质量之间的关系就不同于广义相对论中的关系，冷却曲线也会天真地被期望改变。我们发现，在中子星表面附近存在一个未屏蔽的第五种力，它改变了质量-中心密度关系，即使对于较小质量的中子星也能触发直接Urca过程.在标量张量理论下，我们还给出了包含核子超流性的冷却曲线。这些结果表明，用中子星的冷却观测来检验引力理论是有用的。
2021-07-26 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Limit on the Axion Decay Constant from the Cooling Neutron Star in Cassiopeia A
位于超新星遗迹仙后座A（Cas A）中心的中子星（NS）观测到的快速冷却可以用最小NS冷却方案来解释。如果存在一个额外的冷源，如轴子发射，这一结果可能会改变。在这项工作中，我们研究了在轴子发射存在下的Cas A NS冷却，考虑到在整个寿命的Cas A NS的温度演化。我们得到的轴子衰变常数，$f_a\gtrsim (5-7)\times 10^8$ GeV的下限，如果恒星有一个薄碳层的信封。这与SN1987A等其他天体物理观测所施加的现有限制一样强大。
2018-11-04 astro-ph.HE hep-ph
Cooling of Compact Stars with Color Superconducting Quark Matter
我们展示了一个方案，考虑到仙后座A（Cas A）的中心源的紧凑型恒星的冷却。Cas A的观测结果表明，中心源是一颗高有效温度的致密星，这与没有奇异相的冷却是一致的。Cas A观察还给出了$M \geq 1.5 M_\odot$的质量范围。这可能与目前致密恒星的冷却方案相冲突，即重恒星显示出快速冷却。我们包括色超导（CSC）夸克物质相位对致密星的热演化的影响。我们假设CSC夸克相位的带隙能量很大（$Δ\gtrsim \mathrm{10 MeV}$），并模拟了致密星的冷却。我们目前的冷却曲线从紧凑型恒星的演化计算：而较重的恒星冷却缓慢，和较轻的指示相反的趋势。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Indication of rapid magnetic field decay in X-ray Dim Isolated Neutron Star RX J0720.4-3125
本文利用孤立中子星RX J0720.4-3125的X射线光度、自转周期二阶导数和磁场独立测量，证明其自转周期导数演化与偶极场磁能耗散速率一致，揭示磁场衰减时标约为一万年。
2024-09-05 astro-ph.HE
Asymmetric emissions of neutrinos in the cooling of rotating proto-neutron stars
Graduate School of Advanced Science and Engineering, Waseda University（早稻田大学先进理工学研究科）；Department of Liberal Arts, Tokyo University of Technology（东京工业大学教养学部）；Faculty of Science and Engineering, Waseda University（早稻田大学理工学府）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Advanced Research Institute for Science and Engineering, Waseda University（早稻田大学理工学高等研究院）
该研究构建旋转原中子星轴对称模型，计算发现快速旋转模型的中微子光度存在约3%的方位不对称性，其产生的低频引力波可被规划中的空间探测器探测，且所有模型表面附近均存在中微子快味转换特征。
2025-09-11 astro-ph.HE
Cooling of quark stars from perturbative QCD
Instituto de Física, Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）
研究通过扰动QCD方程状态探讨夸克星无核幔和有核幔的热演化，发现无核幔夸克星冷却过快，而有核幔配置冷却更慢且更符合观测数据。
2026-03-21 astro-ph.HE hep-ph
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
Cooling of young neutron stars and dark gauge bosons
在核子超流性存在下的标准冷却方案与对中子星的观测相当吻合。这意味着恒星冷却的论点可能会对新粒子的性质施加严格的限制。我们特别研究了非常年轻的中子星：仙后座A和SN 1987 A的残余物的暗规范玻色子引起的冷却速率。冷却主要是由核子对破裂和核心的形成或由地壳中的电子韧致辐射，这取决于恒星的年龄和耦合的形式。计算了额外的暗规范玻色子辐射对年轻中子星冷却曲线的影响，得到了暗规范玻色子质量小于$\mathcal{O}(0.1)\,{\rm MeV}$时的束缚，暗光子的混合参数乘以其质量$\varepsilon m_{γ^\prime} < 1.5 \times 10^{-8}\,{\rm MeV}$，${\rm U}(1)_{B-L}$规范玻色子与核子和电子的耦合系数为$e^\prime < 10^{-13}$ .我们还讨论了Cas A的快速冷却可能为${\rm U}(1)_{B-L}$规范玻色子的存在提供线索的可能性。
2021-04-29 astro-ph.HE hep-ph
