首页/论文/1311.2153

arXiv 1311.21532013-11-09astro-ph.HE

仙后座A中的中子星：状态方程、超流性和焦耳加热

The neutron star in Cassiopeia A: equation of state, superfluidity, and Joule heating

A. Bonanno, M. Baldo, G. F. Burgio, V. Urpin

备注：: 4 pages, 2 figures, to appear on A&A Letters
发表信息：: A&A 561, L5 (2014)
DOI：: 10.1051/0004-6361/201322514

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

摘要英文摘要相关论文

摘要：

考虑快中微子发射过程，研究仙后座A年轻中子星的热磁演化。特别是，我们认为中子星模型从状态方程计算的框架内的Brueckner-Bethe-Goldstone多体理论和变分方法，并获得与Akmal-Pandharipande-Ravenhall状态方程的模型。结果表明，如果考虑到地壳中小尺度磁场的耗散所产生的焦耳热，则有可能解释仙后座A中中子星的快速冷却机制.因此，我们认为，它是很难把严格的限制超流间隙，如果焦耳加热被认为是。

英文摘要：

The thermomagnetic evolution of the young neutron star in Cassiopea A is studied by considering fast neutrino emission processes. In particular, we consider neutron star models obtained from the equation of state computed in the framework of the Brueckner-Bethe-Goldstone many-body theory and variational methods, and models obtained with the Akmal-Pandharipande-Ravenhall equation of state. It is shown that it is possible to explain a fast cooling regime as the one observed in the neutron star in Cassiopea A if the Joule heating produced by dissipation of the small-scale magnetic field in the crust is taken into account. We thus argue that it is difficult to put severe constraints on the superfluid gap if the Joule heating is considered.

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。

阅读原文

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

本文内容

摘要英文摘要相关论文

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。

继续探索

相关论文

致密物质中中子超流性触发仙后座A中中子星的快速冷却

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。

2011-01-19astro-ph.HEnucl-th

仙后座A中冷却中子星对超流性的模型无关约束

Model-independent constraints on superfluidity from the cooling neutron star in Cassiopeia A

我们提出了一个新的模型无关（适用于广泛的状态方程）分析的中微子发射率由于三重态中子配对在中子星的核心。我们发现库珀对形成过程的积分中微子光度可以写成两个因子的乘积。第一个因子取决于中子星的质量、半径和核心中子对的最大临界温度$T_{Cn \mathrm{max}}$，但不取决于特定的超流模型;它可以用一个对许多核子状态方程都有效的解析公式来表示。第二个因素取决于恒星内部临界温度分布的形状，即温度$T$与$T_{Cn \mathrm{max}}$的比值，但不取决于最大临界温度本身。虽然这第二个因素取决于超流模型，但它服从几个与模型无关的约束。这种性质使人们能够分析具有超流核的中子星的热演化，而不依赖于其内部的特定模型。构造的表达式使我们能够执行一个自洽的分析光谱数据和中子星冷却理论。我们将这些发现应用于仙后座A超新星遗迹中的冷却中子星，使用了19年来的14组观测数据。我们将$T_{Cn\mathrm{max}}$约束到$ (5-10)\times 10^8$ K的范围。这个值与状态方程和超流模型的关系很弱，如果冷却速度比目前的数据显示的要慢，这个值也不会有太大的变化。我们还限制了CPF中微子光度的整体效率。

2021-06-10astro-ph.HE

用Chandra ACIS-S观测对仙后座A冷却中子星超流性的限制

Constraints on neutron star superfluidity from the cooling neutron star in Cassiopeia A using all Chandra ACIS-S observations

对钱德拉观测的中子星（NS）在仙后座A超新星遗迹中心的分析由Posselt和合作者在ACIS探测器的子阵列（FAINT）模式下进行，在包括最近（2020年5月）的观测后，源表面温度从2006年到2020年显着下降。所获得的冷却速率与分析ACIS探测器GRADED模式下采集的2000 $-$ 2019数据所获得的冷却速率一致，后者可能受到仪器效应的更强烈影响。我们进行了联合频谱分析，使用所有的ACIS数据来约束NS参数和冷却速率。我们将仙后座A NS的质量限制在$M=1.55\pm0.25~M_\odot$，半径限制在$R=13.5\pm 1.5$ km。表面温度的冷却率被发现是$2.2\pm 0.3$ %，在10年内，如果吸收氢柱密度是允许的变化和$1.6\pm 0.2$ %，在10年内，如果是固定的。观测到的冷却可以解释为由于库珀对形成（CPF）过程，从超流NS内部的中微子发射增强。通过对所有ACIS数据的分析，我们将NS堆芯三重态中子配对的最大临界温度限定在$(4-9.5)\times 10^{8}$ K。根据先前的研究，CPF中微子发射所需的有效强度至少比现有的微观计算高出2倍。

2022-11-04astro-ph.HE

仙后座A中中子星的快速冷却和核中的r模阻尼

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。

2011-06-20astro-ph.HE

仙后座A中中子星核的超流中子

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。

2011-10-24astro-ph.HEastro-ph.SRnucl-th

仙后座A中子星的冷却作为核内三重态中子对的探测

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。

2015-10-23astro-ph.HEastro-ph.SRnucl-th

更多相关论文收起更多论文

仙后座A中子星因超流量子临界性而快速冷却

Rapid cooling of the Cassiopeia A neutron star due to superfluid quantum criticality

University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）

本文通过引入超流量子临界性导致的非费米液体行为，解释了仙后座A中子星因核心中子超流而增强中微子发射导致的快速冷却，无需额外能量损失过程。

2026-05-22astro-ph.HEcond-mat.supr-connucl-th

具有诱导表面张力的状态方程中的中子星冷却

Neutron star cooling within the equation of state with induced surface tension

我们研究中子星的热演化状态方程与诱导表面张力（IST），再现正常的核物质的属性，满足质子流约束，提供了一个高质量的描述强子多重性在核-核碰撞实验中创建的，它是同样兼容的约束，从天体物理观测和GW 170817事件。该模型的特点是强烈的直接Urca过程的恒星以上$1.91~M_{\odot}$。IST状态方程显示出非常好的协议与现有的冷却数据，即使没有引入核配对。我们还分析了单重态质子/中子和三重态中子配对对不同质量中子星冷却的影响。我们表明，在仙后座A中心的紧凑对象的描述并不一定需要包括中子超流性和/或质子超导性。我们的研究结果表明，仙后座A的数据可以充分地再现一个$1.66~M_{\odot}$星与轻元素的气氛。此外，IST EoS再现了仙后座A的表面温度的每个观测数据集，无论是由一个快速冷却的$\sim$ $1.955~M_{\odot}$星与配对和未配对的物质，或由一个$1.91~M_{\odot}$星与包含在单线态通道的中子和质子配对。

2020-11-24astro-ph.HE

用钱德拉天文台的全部X射线探测器测量仙后座A中中子星的冷却

Measuring the Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A with all Chandra X-ray Observatory Detectors

年轻中子星（NS）的热演化反映了其核心的中微子发射特性。Heinke等人（2010年）在2000年至2009年期间测量了仙后座A（Cas A）NS表面温度的3.6+/-0.6%衰减，使用钱德拉X射线天文台ACIS-S探测器在分级模式下的存档数据。Page等人（2011年）和Shternin等人（2011年）将这种衰变归因于核心超流中子跃迁产生的中微子发射增强。在这里，我们测试这种下降，结合分析的Cas A NS使用所有钱德拉X射线探测器和模式（HRC-S，HRC-I，ACIS-I，ACIS-S在微弱模式，ACIS-S在分级模式），并添加2012年5月ACIS-S分级模式的观察，使用最新的校准（CALDB 4.5.5.1）。我们分别测量每个探测器的温度变化，并测试由于超新星遗迹附近的灯丝而产生的系统效应。根据HRC-S数据推断，我们发现有效温度在10年内衰减0.92%-2.0%，这取决于源和背景提取区域的选择，最佳拟合衰减为1.0+/-0.7%。相比之下，ACIS-S分级数据表明，10年内温度衰减为3.1%-5.0%，最佳拟合衰减为3.5+/-0.4%。使用其他探测器进行的较浅观测在10年内产生的温度衰减为2.6+/-1.9%（ACIS-I）、2.1+/-1.0%（HRC-I）和2.1+/-1.9%（ACIS-S微弱模式）。我们的最佳估计显示，10年内下降了2.9+/-0.9（sta…

2013-08-31astro-ph.HE

快速冷却中子星的延迟热弛豫：核子超流与非核子粒子

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。

2025-05-08astro-ph.HEastro-ph.SRnucl-th

仙后座A中子星的冷却和扩散核燃烧效应

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。

2019-04-16astro-ph.HEastro-ph.SRhep-ph

仙后座A中子星的冷却作为核对称能和核面的探测

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。

2013-11-23astro-ph.HEastro-ph.SRnucl-th

冷却超流中子星的自相似关系

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。

2014-12-12astro-ph.HEastro-ph.SR

超子星的快速冷却和内部加热

Fast cooling and internal heating in hyperon stars

最大质量接近$2 \ M_{\odot}$的中子星模型达到高的中心密度，这可能激活核子和超子直接Urca中微子发射。为了缓解快速理论冷却速率和中等磁化孤立热辐射恒星（$L_γ \gtrsim 10^{31}$ erg s $^{-1}$在$t \gtrsim 10^{5.3}$ yr）的热光度观测之间的紧张关系，需要一些内部热源。由内部加热器提供的功率估计的现象源在内部地壳和焦耳加热由于磁场衰减，假设不同的超流模型和组成的外部恒星信封。结果发现，热功率为$W(t) \approx 10^{34}$ erg的$^{-1}$允许中子星模型，以匹配观测的中等磁化，孤立的恒星年龄$t \gtrsim 10^{5.3}$年。必要的$W(t)$可由焦耳加热提供，这是由于地壳局限的初始磁场配置，具有（一）混合极向-环向场，在偶极极向分量的极处具有表面强度$B_{\textrm{dip}} = 10^{13}$ G，且$\sim 90$占存储在环向分量中的磁能的百分比;以及（二）具有$B_{\textrm{dip}} = 10^{14}$ G的纯极向配置。

2021-10-26astro-ph.HE

有和无超子核磁化中子星的热光度简并

Thermal luminosity degeneracy of magnetized neutron stars with and without hyperon cores

强烈的地壳电流的消散在冷却的中子星中产生了高的焦耳加热率。在这里，它表明，焦耳加热可以抵消快速冷却，使其难以推断超子（加速冷却）的存在下，从所观察到的热光度$L_γ$的测量。有和没有超子核心的模型匹配年轻磁星的$L_γ$（极面有极偶极场$B_{\textrm{dip}} \gtrsim 10^{14}$ G，$t \lesssim 10^5$年有$L_γ \gtrsim 10^{34}$ erg s $^{-1}$），以及成熟的中等磁化的恒星（$t \gtrsim 10^5$年有$B_{\textrm{dip}} \lesssim 10^{14}$ G和$10^{31} \ \textrm{erg s}^{-1} \lesssim L_γ \lesssim 10^{32}$ erg s $^{-1}$）。在磁星中，地壳温度几乎不受超子直接冷却的影响，不管超子直接冷却是否被超子超流抑制。不含超子的轻磁星和含超子的重磁星的热光度都有相同范围的$L_γ$，几乎无法区分。同样，具有$B_{\textrm{dip}} \lesssim 10^{14}$ G但具有强内场的中子星的$L_γ$数据不适合提取关于状态方程的信息，只要超子是超流的，其最大能隙幅度为$\approx 1$ MeV。

2022-05-30astro-ph.HE

核物质状态方程与中子星冷却

Nuclear Equation of State and Neutron Star Cooling

我们用相对论和非相对论的致密核物质模型研究了中子星的冷却。我们着重讨论了核模型的不确定性、包层区的元素组成以及中子星核壳超流性的形成。$2 M_\odot$中子星PSR J 1614 -2230和PSR J 0343 +0432的发现引发了高密度刚性核物质状态方程的复兴。同时，对仙后座A中一颗中子星的10多年观测，为我们提供了非常精确的中子星热演化数据。中子星的质量和温度都依赖于核物质的物态方程，因此我们首先寻找在合理范围内同时满足质量和温度约束的核模型。利用选定的模型，我们探讨了元素组成的影响，在evenlope地区，并在中子星的核心和地壳的超流性的存在。由于在包络区域中的粒子的组成的不确定性，我们得到一系列的冷却曲线，可以覆盖大量的区域的观测数据。

2017-02-18astro-ph.HEnucl-th

年轻中子星的冷却和暗规范玻色子

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。

2021-04-29astro-ph.HEhep-ph