Constraining Accreted Neutron Star Crust Shallow Heating with the Inferred Depth of Carbon Ignition in X-ray Superbursts
本文提出利用X射线超级暴中碳点火深度来约束吸积中子星壳层浅层加热的强度和深度，并分析了其对壳层成分、碳聚变速率、吸积率及爆发持续时间的敏感性。
2024-10-22 astro-ph.HE
Understanding superbursts
超级爆发是在本世纪初发现的。就像I型X射线爆发一样，它们被认为是由于中子星上的热核壳闪光，只是点燃得更深。相对于I型爆发，它们的持续时间长10 $^3$倍，10 $^3$为罕见，点燃深度为10 $^3$倍（柱深度），并且被认为是由碳而不是氢和氦作为燃料。在观测上，它们有时很难与中等持续时间的爆发区分开来，后者是由冷中子星上的纯氦闪光引起的。到目前为止，已经从15颗中子星中探测到了26次超级爆发，这些中子星也表现出I型爆发。它们很难捕捉，只有2个用高灵敏度仪器测量过。超暴是中子星壳和吸积盘的敏感探针。超级暴现象还没有被完全理解。关于燃料的性质、燃料的收集和点火条件的问题仍然存在。审查了目前的事态，并讨论了今后可能提出的解决办法。
2017-02-16 astro-ph.HE
Superburst Models for Neutron Stars with Hydrogen and Helium-Rich Atmospheres
超级爆发是罕见的持续一天的I型X射线爆发，是由低质量X射线双星中吸积的中子星上的碳闪光引起的。它们加热中子星的外壳，使吸积的氢和氦的燃烧变得稳定，并使常见的较短的X射线爆发熄灭。只有在包层冷却下来后，短脉冲才会再次出现。我们研究了中子星包层的多区一维模型，其中我们跟踪了超级爆发期间的碳燃烧，并且我们包括了上面大气中的氢和氦燃烧。我们调查的情况下，太阳的组成和富氦的大气。这使我们能够第一次研究各种各样的热核燃烧行为，以及在自洽的方式在不同的制度之间的过渡。对于太阳的组成，爆发猝灭的结束比以前预期的要早得多。这是因为3-α、热CNO和CNO爆发反应之间的复杂相互作用。氢和氦的稳定燃烧经由边缘稳定燃烧（mHz QPO）过渡到具有短重现时间的能量较低的爆发。我们发现一个短暂的爆发模式，较弱和较强的爆发交替。最终，爆发行为又变回超级爆发前的爆发行为。由于观测的稀缺性，这种转变在超级暴之后还没有被直接检测到。使用MINBAR的爆发目录，我们确定了最短的上限淬火时间为4U 1636-536，并推导出进一步的限制的时间尺度上的爆发返回。
2012-07-16 astro-ph.HE
Evidence of spreading layer emission in thermonuclear superbursts
当一颗中子星从低质量X射线双星中的伴星吸积物质时，吸积的气体通过边界/扩散层沉降到恒星表面。在极少数情况下，聚集的气体会经历一次由中子星大气层深处的碳燃烧提供动力的强大热核超级爆发。在本文中，我们应用非负矩阵分解谱分解技术，以显示在4U 1636-536的超暴期间的光谱变化可以由两个不同的组件来解释：1）以变温黑体辐射分量为特征的超暴发射，和2）具有常数$\sim$ 2.5 keV的准普朗克分量，温度在通量中以因子$\sim$ 15变化。准普朗克分量的谱在形状和特征上与中子星低质量X射线双星吸积/持续谱中观测到的频率分辨谱一致，并且与Inogamov & Sunyaev（1999）的扩展层模型的预测一致。我们的结果是另一个观测证据，表明超级爆发-也可能是正常的X射线爆发-引起盘星边界的变化。
2016-06-02 astro-ph.HE
Carbon production on accreting neutron stars in a new regime of stable nuclear burning
吸积中的中子星表现出I型X射线爆发，既有频繁的氢/氦闪光，也有罕见的碳闪光。后者（超级爆发）在前者的灰烬中点燃。然而，氢/氦爆发被认为产生的碳不足以为超级爆发提供动力。稳定的燃烧可以产生所需的碳，但据预测，这只会发生在比观察到超级爆发的地方大得多的吸积率。我们提出了一个新的稳定的氢和氦燃烧，产生纯碳灰的稳态制度的模型。氢的热CNO燃烧加热了中子星的包层，并导致氦在达到氦闪光的条件之前燃烧。这发生在质量吸积率约为爱丁顿极限的10%时：接近大多数超爆发发生的速度。我们发现，在信封的基础上增加加热维持稳态燃烧通过陡峭的温度分布，这增加了大量的氦燃烧之前，可以随之而来的失控。
2015-12-12 astro-ph.HE
Impacts of the direct URCA and Superfluidity inside a Neutron Star on Type-I X-Ray Bursts and X-Ray Superbursts
研究了中子星核内中微子冷却机制对I型X射线爆发和X射线超爆发光变曲线的影响。从NS热演化的几个观测，快中微子冷却的物理过程，如直接Urca（DU）过程，指出。它们显著地降低了NS的表面温度，尽管这种冷却效应可以被核子超流性所抑制。在本研究中，我们着重于DU过程和核子超流性，研究NS冷却对X射线爆发的影响，使用广义相对论恒星演化程序。我们发现DU过程导致了更长的重现时间和更高的峰值亮度，这可能会被中子超流性所阻碍。我们还将我们的爆发模型应用于与{ \it Clocked burster} GS 1826 $-$ 24的比较，以及碳点火触发超爆发的重现时间。在一定的二元参数和NS状态方程的不确定度范围内，这些影响是显著的。
2023-03-20 astro-ph.HE nucl-th
X-Raying an Accretion Disk in Realtime: the Evolution of Ionized Reflection during a Superburst from 4U 1636-536
当热核X射线爆发在吸积中子星上点燃时，吸积盘会受到突然的强X射线照射，这可以驱动盘中的一系列过程。持续数小时的超级爆发观测为研究这些过程和探测吸积物理学提供了最佳机会。利用详细的电离反射模型，我们用RXTE对2001年4U 1636-536观测到的超暴进行了时间分辨光谱分析。光谱与黑体反射光致电离的吸积盘一致，电离状态随时间下降。的反射分数的演变表明，最初的反射发生在一部分的磁盘在较大的半径，随后过渡到从磁盘的内部区域的反射。即使这个超爆没有达到爱丁顿极限，我们发现，一个强大的本地吸收发展过程中的超爆。包括这一事件，只有两个超级爆发已观察到的仪器有足够的收集面积，以允许这种分析。它突出了未来的X射线观测站研究超级爆发照射时吸积盘中的过程的令人兴奋的机会。
2014-12-02 astro-ph.HE
X-ray bursts and superbursts - recent developments
在过去的15年里，X射线暴研究在观测和理论上都取得了许多有趣的新进展。新的现象被发现，如爆发振荡和超级爆发，并确定了热核燃烧的新机制。在未来几年里，利用现有和未来仪器进行研究的一个重要驱动力是对中子星基本参数的追求。然而，其他几个更直接的问题也迫切需要答案。例如，超级暴是如何被点燃的，为什么暴尾中存在暴振荡？我们简要回顾了最近的发展，并讨论了MAXI可以发挥的作用。得益于MAXI的大可见度窗口和大占空比，它特别适合研究罕见的长持续时间爆发（如超级爆发）的重现。简要介绍了MAXI数据的探索性研究。
2011-02-16 astro-ph.HE
A superburst candidate in EXO 1745--248 as a challenge to thermonuclear ignition models
我们报告了Chandra、RXTE、Swift/BAT和MAXI对2011年11月至2012年11月期间在球状星团Terzan 5中观测到的一次为期约1天的X射线耀斑和随后的瞬态X射线源爆发的观测结果。我们表明，源是相同的瞬态是活跃在2000年，即，中子星低质量X射线双星EXO 1745-248。对于X射线耀斑，我们估计其指数衰减时间为6-11小时，辐射能量为2-9 × 10^42尔格。这些性质，以及在耀斑衰变过程中黑体温度降低的有力证据，与热核超爆的预期完全一致。我们使用最新的超暴模型，估计点火柱深度约为10^12 g cm^-2，能量释放在0.1-2 x 10^18 erg ^-1之间，这也与预期的超暴值一致。因此，我们得出结论，耀斑很可能是一个超级爆发。我们讨论了我们的结果的背景下，理论模型，并发现，即使假设几天的低水平吸积的超暴发生前（这是比什么建议的数据），这个超暴的观测是非常具有挑战性的，目前的超暴点火模型。
2012-07-23 astro-ph.HE
The 2020 Superburst of 4U 1608-522 and its impact on the accretion disk
本研究证实了2020年7月4U 1608-522的新超暴事件，通过多望远镜数据对比与光谱分析，发现超暴后吸积内盘温与半径有数天系统性演化，且该演化时标无法由常规黏滞机制解释。
2025-09-02 astro-ph.HE hep-ph
Characterizing the Evolving X-Ray Spectral Features During a Superburst from 4U 1636-536
最近的研究表明，中子星上吸积物质的失控热核燃烧，即I型X射线爆发，可能会影响吸积盘。我们通过对2001年用Rossi X射线定时探测器观测到的4U 1636-536超暴进行详细的时间分辨光谱分析来研究这一点。超级爆发是由碳的热核燃烧引起的，其能量大约是普通的I型短爆发的1000倍。这使我们能够研究超过11千秒的详细光谱，而常规爆发最多只能研究100秒。一个功能是目前在超爆光谱约6.4千电子伏，是很好地配合发射线和吸收边，暗示反射的超爆的吸积盘。线和边缘参数随时间演变：边缘能量从峰值处的9.4 keV降低到尾部中的8.1 keV，并且这两个特征在尾部中变得较弱。这只是第二个被探测到的超级暴，表明即使没有强烈的半径膨胀，这种行为也存在。此外，我们发现持续通量在超暴期间几乎增加了一倍，并在尾部恢复到超暴前的水平。反射特征和持续辐射增加的结合表明超暴对内部吸积盘产生了强烈的影响，并强调X射线暴为吸积物理提供了独特的探测手段。
2014-03-19 astro-ph.HE
Discovery of a strong 6.6 keV emission feature from EXO 1745$-$248 after the superburst in 2011 October
我们在超暴峰值后40小时的RXTE观测到的EXO 1745 $-$ 248的X射线谱中发现了一个不明的强发射特征。该结构以6.6 keV为中心，并以4.3 keV的大等效宽度显著加宽，对应于4.7 $\times$ 10 $^{-3}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$的线光子通量。3-20 keV的光谱成功地再现了一个幂律连续带窄和宽（2.7 keV的半高宽）高斯发射分量。或者，该特征可以由四个窄高斯描述，中心在5.5 keV，6.5 keV，7.5 keV和8.6 keV。考虑到该特征的强度和形状，它不太可能是由某些光学厚材料（如吸积盘）反射连续X射线引起的。在RXTE观测前10 h进行的INTEGRAL观测中未检测到该特征，线通量上限为1.5 $\times$ 10 $^{-3}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$。所观察到的发射结构是一致的重力红移电荷交换发射从Ti，Cr，Fe和Co。我们建议，从一个高度富集金属回落电离爆发风和吸积盘之间的电荷交换相互作用的发射结果，在距离$\sim$ 60公里的中子星。如果这种解释是正确的，那么这些结果将为理解热核X射线爆发期间的核燃烧过程提供新的信息。
2021-08-31 astro-ph.HE
On the impact of the carbon fusion rate over the properties of superbursts -- Numerical simulations of superbursts with MESA
Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理与天文学研究所）
通过改变碳聚变反应速率，使用MESA模拟超级爆发，发现速率变化显著影响爆发周期、衰减时间、点火深度和α核素合成。
2026-08-04 astro-ph.HE
Quenching and recovery of persistent X-ray emission during a superburst in 4U 1820$-$30
本文基于NICER和MAXI对4U 1820-30超暴的观测，发现超暴辐射耗尽内吸积盘导致持续辐射淬灭，随后内盘恢复并产生引力红移吸收线，揭示内盘可接近中子星至约17 km。
2025-03-13 astro-ph.HE
Evidence of Nuclear Urca Process in the Ocean of Neutron-Star Superburst MAXI J1752$-$457
RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所前沿研究研究院）；Institute of Modern Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院近代物理研究所）；School of Nuclear Science and Technology, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学核科学与技术学院）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical & Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心）；Department of Physics, Tokyo University of Science（东京理科大学物理学系）；Graduate School of Advanced Science and Engineering, Hiroshima University（广岛大学先进理工学研究科）；Academi Support Center, Kogakuin University（工学院大学学术支援中心）；Center for Nuclear Study (CNS), The University of Tokyo（东京大学核研究教育中心）
通过观测MAXI J1752-457中子星超爆发后4天的快速冷却，研究发现核Urca过程可能在超爆发后持续主导2天，为探测超爆发残余物提供了新途径。
2026-10-14 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Investigating MAXI J1752-457 with NuSTAR in the aftermath of a superburst
University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Nihon University（日本大学）；Independent Researcher（独立研究者）；Utah Valley University（犹他山谷大学）；Butler University（巴特勒大学）；Kanazawa University（金泽大学）
本文利用NuSTAR观测MAXI J1752-457在超新星爆发后的X射线特性，发现其硬X射线光谱包含球形黑体和非热幂律成分，测量到黑体温度和半径，推测其进入吸积驱动状态，但缺乏前期观测限制了物理解释。
2026-03-25 astro-ph.HE
A search for the $835\,\text{Hz}$ superburst oscillation signal in the regular thermonuclear bursts of 4U 1636-536
爆发振荡是在燃烧的海洋中产生的亮度不对称现象，发生在吸积的中子星上的热核爆发期间。它们在H/He触发的（I型）爆发和碳触发的超爆发中被观察到。其机制并非未知，但主要的爆发振荡频率通常在自旋频率的几Hz内，这是独立已知的。研究得最好的爆发振荡源之一，4U 1636-536，在其规则的I型爆发和一个超级爆发中都有$581\,\text{Hz}$的振荡。然而最近，Strohmayer \& Mahmoodifar报告在超级暴期间发现了一个更高频率的额外信号，$835\,\text{Hz}$。这种较高的频率与几种类型的全球海洋模式的预测一致，这是可能的爆发振荡机制之一。如果是这种情况，则相同的物理机制可以在该源的正常I型突发中操作。在本文中，我们报告了在规则的I型爆发中对周期信号的堆叠搜索：我们在较高频率处没有发现显著的信号，单次试验均方根（rms）分数振幅的上限为0.57（6）\%。然而，我们的分析确实揭示了占主导地位的$581\,\text{Hz}$爆发振荡信号以弱水平存在，即使在爆发样本中也不能在单个爆发中检测到。这表明爆发振荡机制中的任何截止都发生在现有X射线望远镜的检测阈值以下。
2019-03-26 astro-ph.HE
Model of heat diffusion in the outer crust of bursting neutron stars
我们研究了中子星外壳（10 ^7 < ρ< 4 x 10^{11} g/cm ^3）的深球形层中能量释放后的热扩散。我们证明，这一层具有特定的蓄热特性，吸收热量，并将其主要引导到恒星内部。由于它的高热容量，它可以吸收高达10^{43}-10 44}尔格的能量，直到它的温度超过T ~ 3 x 10^9 K，并引发快速的中微子冷却。温度为10^8 - 3 x 10^9 K的温暖层可以作为一个很好的储热器，在几个月的时间里，它与内地壳和恒星核心的热解耦。我们提出了一个玩具模型来探索热扩散的蓄热层内，我们测试这个模型使用数值模拟。我们制定了一些通用功能的热传播，这可能是有用的，例如，在吸积中子星的超暴的解释。我们提出了一个自相似分析的晚余辉后，这样的超爆发，这可能有助于估计的性质爆发的恒星。
2020-12-17 astro-ph.HE
Superburst oscillations: ocean and crustal modes excited by Carbon-triggered Type I X-ray bursts
吸积中子星在热核X射线爆发时，其光变曲线会出现高频调制，称为爆发振荡。频率可以从NS的自旋频率偏移几Hz，并且可以漂移1-3 Hz。一种可能的解释是海洋爆发中的一种模式，其频率会随着爆发冷却而降低（在旋转框架中），从而解释了漂移。大多数爆发振荡都是在氢/氦触发的爆发期间观察到的，但是在超级爆发期间观察到了一次振荡;数小时长的I型X射线爆发是由海洋深处不稳定的碳燃烧引起的。本文计算了海洋r模在超暴期间的频率演化。在爆发期间，旋转帧频率从4-14 Hz变化，并且对背景参数，特别是海洋温度和点火深度敏感。将此计算结果与4U-1636-536上观测到的超暴振荡进行了比较。预测的模式频率（$\sim$ 10 Hz）需要$\sim$ 592 Hz的自旋频率才能与观测结果相匹配;比从海洋r模式模型中推断的H/He触发爆发振荡的自旋高6 Hz。该模型还高估了超暴期间的频率漂移90%。
2018-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting neutron stars: heating of the upper layers of the inner crust
本文对吸积中子星内壳层三个区域的放热进行热力学一致计算，基于三种热核灰烬模型并以界面压力参数化，给出每吸积重子净能量释放的新下限。
2022-02-15 astro-ph.HE
Supernovae and superbursts by dark matter clumps
本文提出亚百米暗物质团块可通过在白矮星和中子星内散射点燃热核爆炸，并据此约束 dark clusters 与 long-range dark nuggets 的质量及相互作用。
2024-06-14 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
A catalogue of unusually long thermonuclear bursts on neutron stars
本文通过系统分析多颗X射线卫星数据，建立了包含84个中子星长热核暴的目录，并提出三项判据区分中等持续时间暴与超级暴，显著扩充了MINBAR样本。
2023-08-07 astro-ph.HE
Tracing the outburst decay of soft X-ray transients Aql X-1 and 4U 1608-52 with XSPECT
Space Astronomy Group, ISITE Campus, U. R. Rao Satellite Centre, ISRO（空间天文组，ISITE校区，乌·拉奥卫星中心，印度空间研究组织）
本文利用XSPECT对Aql X-1和4U 1608-52的爆发衰减进行谱时分析，发现4U 1608-52在超爆发期间持续辐射被抑制，而Aql X-1则出现I型爆发，表明超爆发后爆发活动通常被淬灭。
2026-05-15 astro-ph.HE
A direct measurement of the heat release in the outer crust of the transiently accreting neutron star XTE J1709-267
瞬间吸积的中子星的加热和冷却提供了一个强有力的探测其地壳的结构和组成。对超级爆发和吸积加热的中子星的地壳冷却的观测需要比当前模型中考虑的更多的热释放。对这种额外热量的深度和大小进行严格限制是一项挑战，因此其来源仍然不确定。我们报告了对瞬态中子星低质量X射线双星XTE J1709-267的Swift和XMM-牛顿观测，这些观测是在2012年9月至10月进行的，当时它在经过约10周的吸积爆发后过渡到静止状态。用XMM-牛顿探测器在0.5-10 keV的光度Lx~ 2 E34（D/8.5 kpc）^2 erg/s下探测到了该源。X射线光谱由一个符合中子星大气模型的热辐射分量和一个非热辐射尾部组成，它们各占总辐射的50%左右。中子星的温度在约8小时的观测中从约158电子伏特降低到约152电子伏特。这可以解释为位于y~ 5E 12 g/cm ^2（中子星内部~50 m）的地壳层冷却，该层刚好低于超级爆发的点火深度。在上层所需的热量产生将是~0.06-0.13兆电子伏每吸积核子。其大小和深度排除了电子俘获和核聚变反应作为热源的可能性，但它可能是由轻核和重核的化学分离造成的。低水平的吸积提供了另一种解释所观察到的变化。
2013-04-02 astro-ph.HE
What ignites on the neutron star of 4U 0614+091?
LMXB 4U 0614+091是一个偶发的热核（I型）X射线爆发源。我们在EURECA/WATCH，RXTE/ASM，BeppoSAX/WFC，HETE-2/FREGATE，INTEGRAL/IBIS/ISGRI和Swift/BAT的偶然宽场X射线观测中发现了具有各种特征的爆发，以及RXTE/PCA和HEXTE的定点观测。它们中的大多数达到~15螃蟹的峰值通量，但少数仅达到低于螃蟹的峰值通量。其中一个爆发显示了一个非常强烈的光球半径膨胀阶段。这使我们能够评估到源的距离：3.2 kpc。爆发持续时间在10秒到5分钟之间。然而，在一个中等持续时间的爆发之后，在爆发开始后至少约2.4小时可以看到微弱的尾部。一个很长的爆发持续了几个小时。这个超级爆发候选者在19天后被一个正常的I型爆发所跟随。据我们所知，这是超级爆发中爆发-熄灭时间最短的。在这个系统中，如果超暴吸积在~1% LEdd，则很难调和。中等持续时间的爆发发生在4U 0614+091持久发射最低和平静的时候，爆发不频繁（平均每月一次至3个月）。在此期间之后，平均破裂率显著增加。最高平均爆裂复发率为每周一次至2周。如果在来自施主恒星的吸积物质中至少存在相当数量的氦，那么就可以部分地理解爆发行为。如果这个系统是一个超紧凑的X射线双星，有一个CO白矮星施主，这是出乎意料的。如果爆发是由氦提供动力的，我们发现每累积质量的能量生产比纯氦物…
2010-03-04 astro-ph.HE
Accreting neutron stars: composition of the upper layers of the inner crust
本文通过开发简化反应网络并引入中子流体静力学与扩散平衡条件，模拟了吸积物质在内壳下沉时的核演化，发现中子俘获和电子发射是最显著反应，并提供了状态方程等参数曲线以用于中子星热弛豫建模。
2023-03-17 astro-ph.HE
Implications of high-precision spectra of thermonuclear X-ray bursts for determining neutron star masses and radii
X射线爆发光谱长期以来一直被用来估计中子星的质量和半径。这些估计假设，爆发光谱准确地描述了过去三十年来开发的模式大气光谱。我们比较了RXTE数据与这些光谱的超暴，发现以前发表的模型大气预测的光谱与这些高精度测量强烈不一致。相比之下，一个简单的玻色-爱因斯坦光谱是完全符合的数据，因为最近公布的模型大气光谱。我们讨论了我们的结果的影响，确定中子星的质量和半径，通过限制其表面重力和红移，最初建议Majczyna和Madej。
2011-06-27 astro-ph.HE
Thermonuclear superburst of MAXI J1752$-$457 observed with NinjaSat and MAXI
本文报告了 MAXI 和 NinjaSat 对 X 射线暂现源 MAXI J1752$-$457 热核超级爆发的观测，通过光变曲线衰减分量和黑体模型分析，推断其为中子星外壳碳点火引发的事件，并估算了黑体半径与点火柱密度等关键参数。
2025-05-28 astro-ph.HE
A Circumbinary Disk Scenario For The Negative Orbital-Period Derivative Of The Ultracompact X-ray Binary 4u1820-303
一般认为超紧凑X射线双星是由一颗中子星和一颗氦白矮星施主星组成的。球状星团NGC 6624中的4U 1820-303是最紧凑的双星之一，如果质量转移完全由引力辐射驱动，其轨道周期导数为$\dot{P}/P\sim1.1\times10^{-7}$ ${\rm yr^{-1}}$.然而，最近对来自\textit{Rossi X-ray Timing Explorer}和其他历史记录的16个${\rm yr}$数据的分析得出了过去$35$年的负轨道周期导数。在这项工作中，我们提出了一个进化的circumbinary（CB）磁盘模型来解释这种异常的轨道周期导数。已知4U 1820-30经历了由中子星上失控的热核燃烧引起的超级爆发事件。我们假设，对于一小部分的超爆，喷出的物质的一部分可能会形成一个CB盘周围的二进制。如果这种超暴的重现时间是$\sim10,000$ yr，并且喷出的质量的$\sim10$ %供给CB盘，突然的角动量损失导致暂时的轨道收缩，施主的半径和它的Roche瓣半径不保持同步。在质量转移和角动量损失的驱动下，双星将调整其轨道参数，以恢复一个新的稳定阶段。基于理论分析和数值模拟，我们发现CB盘处所需的馈电质量约为$\sim 10^{-8}$ ${\rm M_{\odot}}$。
2017-02-10 astro-ph.HE
Neutron drip transition in accreting and nonaccreting neutron star crusts
构成中子星内部的致密物质中的中子滴跃迁一般指的是当物质密度达到某个阈值密度$ρ_\textrm{drip}$时出现的未束缚中子。这种转变主要是在冷催化物质假说下研究的。然而，这种假设对于吸积中子星是不现实的。在研究了吸积和非吸积中子星中允许的物理过程后，导出了中子滴产生的条件，并得到了中子滴密度和压力的一般解析表达式。此外，我们表明，中子滴过渡发生在较低的密度和压力比平均核近似内预测。这种转变的数值研究不同的初始成分的灰烬从X射线爆发和超爆发使用微观核质量模型。
2015-04-17 astro-ph.HE nucl-th
Thermal and transport properties of the neutron star inner crust
本文综述了中子星内壳的热性质和输运性质的核物理和凝聚态物理基础。这些性质在解释诸如吸积中子星、超暴和磁星耀斑中的热弛豫等瞬态现象中起着关键作用。我们强调的简化，发生在低温下，内壳可以描述的电子和集体激发。详细讨论了物质的固体和超流相的热导率和热容量，并强调了它在解释软X射线瞬变中子星观测中的作用。我们强调最近的理论和观测结果，并确定未来的工作需要更好地了解主机的瞬态现象在中子星。
2012-01-26 astro-ph.HE nucl-th
Constraints on Bygone Nucleosynthesis of Accreting Neutron Stars
吸积中的中子星表面附近的核燃烧会产生灰烬，当这些灰烬被进一步的吸积压缩得更深时，就会改变恒星的热和成分结构。过去的核合成可以通过压缩灰烬对静止中子星瞬态热弛豫的影响来限制。特别是，Urca冷却核对在核燃烧灰烬，冷却中子星地壳通过中微子发射从电子捕获/β衰变周期，提供了以前的核燃烧的签名超过~世纪的时间尺度，它需要吸积到最强的冷却对的电子捕获深度。使用吸积中子星瞬变MAXI J 0556 -332的地壳冷却模型，我们表明，这个源可能缺乏I型X射线爆发和超爆发>120年前。降低rp过程反应速率和电子俘获ft值的核物理不确定性，将改善核合成约束使用这种技术。
2017-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Net reaction rate and neutrino emissivity for the Urca process in departure from chemical equilibrium
讨论了压缩对海洋和吸积中子星壳层的影响，特别是在超爆发源中。我们发现，在中子星中，Urca壳层可能偏离化学平衡，其吸积速率为当地爱丁顿吸积速率的十分之几。这种偏离取决于母核和子核的能量阈值、跃迁强度、温度和局域吸积率。在典型的吸积中子星地壳模型中，各种Urca对的化学偏离范围从十分之几kBT到几十kBT。如果Urca壳可以存在于地壳的吸积中子星，压缩可能会提高净中微子冷却率的一个因素约1？2相对于化学平衡中的中微子发射率。在某些情况下，例如厄卡号对具有小的能量阈值和/或弱的跃迁强度，大的化学偏离可能导致净加热而不是冷却，尽管释放的热量可能很小。即使在以局部爱丁顿吸积速率吸积的中子星中，地壳深部的强Urca对也很难偏离。
2017-06-14 astro-ph.HE
Role of the symmetry energy on the neutron-drip transition in accreting and nonaccreting neutron stars
在本文中，我们研究了对称能对非吸积和吸积中子星中子滴跃迁的作用，允许在磁星中存在强磁场。密度，压力，和组成的中子滴阈值确定使用最近的一组的M-Montreal微观核质量模型，这主要是不同的，在他们的预测的对称性能量$J$的值和它的斜率$L$在无限均匀的核物质饱和。虽然在一方面的中子滴密度，压力，质子分数和另一方面的$J$（或等效$L$）之间的一些相关性被发现，这些相关性是从根本上不同的非吸积和吸积中子星。特别是，中子滴密度被发现在前一种情况下，增加与$L$，但在后一种情况下，根据从X射线爆发和超爆发的灰烬的组成减少。我们用一个简单的质量公式定性地解释了这些不同的行为。我们还表明，在中子星壳的吸积过程中，原子核结构的细节可能比对称能起更重要的作用。
2021-03-10 astro-ph.HE nucl-th
Radiation Driven Warping of Accretion Discs Due to X-ray Bursts
在X射线爆发期间，辐射的倾泻会影响中子星周围吸积盘的性质：日冕会冷却和坍塌，内部区域会因为增强的吸积而流失，额外的加热会导致盘高度的变化。在本文中，我们调查是否辐射爆发可以导致光盘扭曲通过翘曲不稳定性。在各向同性粘性和线性增长的极限下，我们发现当爆发具有较大的亮度和较长的持续时间时，它们更容易驱动盘扭曲。因此，扭曲将是最有可能在中等持续时间的爆发（IMDB）和超级爆发与光球半径膨胀的证据。此外，翘曲的发展取决于圆盘粘度，较大的$α$值增加翘曲增长的可能性。我们进行随时间变化的发展计算的翘曲在I型突发和IMDBs。根据爆发前的初始扭曲，我们发现爆发产生的扭曲在PDMATHAMN <~50 $r_g$，快速增长和衰减的秒长的时间尺度，或增长较慢，并覆盖了大部分的光盘。小半径的翘曲脉动似乎具有解释在一些IMDB的尾部期间观察到的消色差波动所需的性质。大规模缓慢增长的翘曲可以解释4U 1820 - 30和4U 1636 - 53超级爆发后期推断的大反射强度和吸收柱密度。
2022-11-07 astro-ph.HE
Anisotropy of X-ray bursts from neutron stars with concave accretion disks
低质量X射线双星中中子星和吸积盘的辐射不是各向同性的。圆盘的非球形形状以及圆盘对中子星的阻挡（反之亦然）导致观测到的通量取决于圆盘相对于视线的倾角。这对于解释I型X射线爆发具有特别重要的意义，I型X射线爆发是由中子星上物质的热核燃烧提供动力的。由于部分X射线爆发会被圆盘反射，观测到的爆发通量取决于来自中子星的直接发射和圆盘反射的各向异性。这影响了源距离的测量，质量吸积率，以及对中子星状态方程的约束。以前的研究预测的各向异性因子的总爆发通量，假设一个几何扁平的磁盘。最近，对两个异常长的爆发（所谓的超级爆发）的详细观测首次允许测量直接和反射的爆发通量，而不仅仅是它们的总和。反射通量和直接通量的比率（反射分数）远高于平坦圆盘的各向异性所能解释的。我们创建数值模型来计算不同的磁盘形状，包括凹盘的各向异性因子。我们分别给出了直接爆发通量和反射爆发通量的各向异性因子，以及持续通量的各向异性因子。当内部的吸积盘高度急剧增加时，会产生比1大得多的反射率，从而使恒星的一部分被挡住。如果X射线加热导致内盘膨胀，则这种几何形状可能由X射线爆发引起。
2015-12-14 astro-ph.HE
Discovery of the neutron stars merger GW170817/GRB170817A and Binary Stellar Evolution
2017年8月17日，两颗中子星合并的多信使发现，GW 170817/GRB 170817 A，伴随着伽马射线暴和光学千诺瓦，是关于宇宙中重子成分演化的想法的胜利。尽管这一观测目前是独一无二的，但所获得的各种实验数据使我们现在有可能得出关于双中子星起源、它们的合并以及随后的电磁辐射爆发的重要理论结论。我们认为，在40 Mpc距离处发现的合并与情景机的最初计算完全一致（Lipperson等，1987）。用现代术语来说，预测的速率约为10 000 Gpc-3。
2017-10-18 astro-ph.HE
Discovery of a radio emitting neutron star with an ultra-long spin period of 76 seconds
放射出无线电的中子星群体包括自转周期从毫秒到几十秒的天体。随着它们年龄的增长和旋转的变慢，它们的无线电发射预计将停止。我们发现了一颗超长周期射电发射中子星，J 0901 -4046，它的自旋性质不同于已知的自旋和磁衰变驱动的中子星。自旋周期为75.88秒，特征年龄为530万年，脉冲占空比很窄，无线电发射是如何产生的还不确定，这挑战了我们目前对这些系统如何演变的理解。射电辐射具有独特的谱-时特性，如准周期性和部分零化，这些特性为辐射机制提供了重要线索。探测相似的辐射源在观测上具有挑战性，这意味着有更大的未被探测到的辐射源。我们的发现确立了超长周期中子星的存在，表明了与高磁化中子星、超长周期磁星和快速射电暴演化的可能联系
2022-06-03 astro-ph.HE
Discovery of a retrogradely rotating neutron star in the X-ray pulsar GX 301$-$2
利用Fermi/GBM对慢X射线脉冲星GX 301 $-$ 2的长期观测，分析了其自旋沿轨道的演化。基于观测证实的吸积方案和角动量吸积的分析模型，我们证明了在这个系统中，中子星的自旋逆行，即在相反的方向上的轨道运动。这一首次发现证明了在适当的吸积力矩下，吸积系统中逆行旋转的主要可能性，并可能对我们理解X射线星体的自旋演化、估计其初始自旋周期以及演化的最终结果产生深远的影响。
2020-03-31 astro-ph.HE
Discovery of a strongly phase-variable spectral feature in the isolated neutron star RX J0720.4-3125
我们发现了一个强相变吸收功能的X射线光谱附近，热发射，孤立的中子星RX J0720.4-3125。在2000年5月至2012年9月期间的20次XMM-牛顿观测中，通过执行详细的相位分辨光谱法检测到了吸收线。这个特徴的能量约为750 eV，等效宽度约为30 eV，并且只有约20%的脉冲星旋转才能被探测到。在观测所涵盖的时间跨度内，吸收特征似乎是稳定的。考虑到它对脉冲星旋转相位的强烈依赖和它的窄宽度，一个合理的解释是在非常接近中子星表面的受限磁结构中的共振质子回旋吸收/散射。在这样的磁回路中推断的场为B_loop ~ 2 x 10^{14} G，比表面偶极磁场高~7倍。
2015-06-13 astro-ph.HE
Compositionally-driven convection in the oceans of accreting neutron stars
我们讨论了化学分离的影响，作为物质冻结在基地的海洋的一个吸积中子星，并认为，保留轻元素的液体作为一个源的浮力驱动一个缓慢但持续的混合的海洋，丰富它大大轻元素，并导致一个相对均匀的组成与深度。我们首先考虑与不同过程相关的时间尺度，这些过程可以重新分配海洋中的元素，包括对流，沉积，结晶和扩散。然后，我们计算的稳态结构的海洋的中子星的说明性模型中，吸积的氢和氦燃烧产生的O和Se的混合物。尽管氢/氦燃烧只产生2%的氧气，但稳态海洋的氧气丰度要大十倍以上，几乎达到40%。此外，我们表明，对流运动的热量向内传输，与~ 0.2兆电子伏每核子的O-Se海洋的通量，加热海洋和陡峭的向外温度梯度。由于成分驱动的对流，轻元素的富集和海洋的加热可能对超级爆发的碳点火模型具有重要意义。
2010-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
$M/R$ estimates for two neutron stars in LMXBs with possible r-mode frequencies detected
令人费解的存在的一些中子星，似乎是在r-模式不稳定性窗口支持进一步调查的r-模式频率，阻尼时间和饱和振幅，特别是现在的光从LIGO和NICER备受期待和令人兴奋的结果。Mahmoodifar和Strohmayer提出，在吸积毫秒脉冲星XTE J1751-305的RXTE数据中以及在2001年4U 1636-536（NICER观测到的吸积源之一）的超级爆发期间发现的相干频率实际上可能是r模。基于这些观测结果，我们在这里扩大了以前的工作的结果，相对论，旋转和微分旋转校正的r-模式的频率，以提供更准确的估计$M-R$关系，这些中子星。最后，我们比较我们的结果与预测从几个现实的列表状态方程，提供进一步的限制，有利于更紧凑的模型。我们发现，如果观测到的频率确实对应于r-模式，那么XTE J 1751 -305和4U 1636-536的质量应该分别位于$1.48 - 1.56 M_{\odot}$和$1.60 - 1.68 M_{\odot}$的近似范围内。
2018-01-25 astro-ph.HE gr-qc
Strong neutrino cooling by cycles of electron capture and $β^-$ decay in neutron star crusts
吸积中的中子星外壳（包括其最外层的一公里）的温度是由高密度核反应加热、中微子冷却和来自内部的热传输决定的。被加热的地壳被认为会影响较浅深度的可观测现象，例如吸积包层中的热核爆发。在这里，我们报告说，电子捕获和它的逆周期，$β^-$衰变，涉及富中子核在一个典型的深度约150米，冷却外中子星地壳发射中微子，同时也热去耦的表层从更深的地壳。这种Urca机制已经在白矮星和Ia型超新星的背景下进行了研究，但迄今为止还没有考虑过中子星，因为以前的模型使用零温度近似计算地壳反应，并假设在任何给定的深度只有一个单一的核物种。这种热退耦意味着X射线爆发和其他地表现象在很大程度上与地壳深部加热的强度无关。因此，观测到的高能热核超级爆发的重现时间出乎意料地短，大约为几年，并不是热地壳的指示，而是指向中子星表面附近未知的局部加热机制。
2013-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar revival in neutron star mergers: multi-messenger prospects for the discovery of pre-merger coherent radio emission
研究了由致密天体间磁层相互作用引起的中子星合并前相干射电辐射。我们考虑两个合理的辐射机制，并表明，如果一个中子星有一个表面磁场$B_{\rm s} \ge 10^{12}$ G，相干毫秒射电爆发的特征时间形态和倾角的依赖性是可观察到的Gpc距离与下一代无线电设施。我们探索多信使和多波长的方法来识别NS合并起源的无线电爆发，如在快速无线电爆发调查，伽马射线暴和引力波事件的触发观测，以及在寻找kilonova和无线电余辉发射的快速射电暴的光学/无线电跟踪。我们目前和未来的观测设施，我们的研究结果，并提出建议，验证或约束模型。
2022-12-02 astro-ph.HE
Discovery of a correlation between the frequency of the mHz quasi-periodic oscillations and the neutron-star temperature in the low-mass X-ray binary 4U 1636-53
我们在对中子星低质量X射线双星4U 1636-53的XMM-牛顿观测中发现了毫赫兹准周期振荡。这些QPO被解释为中子星表面的边缘稳定燃烧。在观测开始时，QPO约为8 mHz，可能还有二次谐波。观察约12 ks时，发生I型X射线爆发，QPO消失;爆发后约25 ks时QPO再次出现，并一直存在到观察结束。我们将观测分为四个部分，以研究在有和没有mHz QPO的间隔期间源的光谱特性的演变。我们发现，中子星表面的温度从QPO段到非QPO段逐渐升高，反之亦然。我们还发现，在代表中子星表面温度的能谱中，mHz QPO的频率与黑体分量的温度之间存在很强的相关性。我们的结果与以前的结果一致，即mHz QPO的频率依赖于来自中子星地壳的热通量的变化，因此支持的建议，所观察到的QPO频率漂移可能是由更深层的冷却。
2014-09-30 astro-ph.HE
On the Origin of Spectral Features Observed during Thermonuclear X-ray Bursts and in the Aftermath Emission of a Long Burst from 4U 1820-30
本文利用NICER研究4U 1820-30的热核X射线暴，在暴期间和超级暴余辉中探测到多条发射线与吸收线，提出这些谱线特征共同起源于暴风或受其污染的吸积流中富含Si、Ar、Ca、Ti等元素的重核灰烬。
2025-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of two promising isolated neutron star candidates in the SRG/eROSITA All-Sky Survey
基于SRG/eROSITA全天巡天数据，发现两颗具有软X射线发射且无光学对应体的孤立中子星候选体，其光谱符合吸收黑体模型，需后续观测确认。
2023-04-27 astro-ph.HE
$β$-decay Measurements Near the $N=40$ Island of Inversion to Quantify Cooling of Accreted Neutron Star Crusts
Michigan State University（密歇根州立大学）；Facility for Rare Isotope Beams, Michigan State University（稀有同位束设施，密歇根州立大学）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）
通过测量Sc-57、Ti-57和Ti-59的基态到基态β衰变过渡强度，研究中子星外层 crust 的热结构及中微子冷却效率，发现理论预测值偏高。
2026-03-24 astro-ph.HE nucl-ex
Discovery of the new X-ray transient MAXI J1807+132: a Candidate of a Neutron Star Low-mass X-ray binary
我们报告的检测和后续的多波长观测的新的X射线瞬态MAXI J1807+132与MAXI/GSC，雨燕，和地面光学望远镜。2017年3月13日，MAXI/GSC首次确认了该来源。大约一周后，它达到最大强度（2-10 keV的$\sim$ 10 mCrab），然后在$\sim$ 10天内逐渐减弱一个数量级以上。衰变阶段的时间平均Swift/XRT光谱可以用相对低温（0.1-0.5 keV）的黑体加上光子指数为$\sim$ 2的硬幂律分量来描述。这些光谱特性与中子星低质量X射线双星（LMXB）在暗周期的光谱特性相似。黑体温度和发射区域的半径以复杂的方式变化，因为源变得更暗。在3月27日至31日的光波长中也检测到了该源。光通量随X射线通量衰减而单调下降。发现X射线和光通量之间的相关性与已知的中子星LMXB一致，支持该源可能是瞬态中子星LMXB的观点。
2017-10-10 astro-ph.HE
Discovery of the near-infrared counterpart to the luminous neutron-star low-mass X-ray binary GX 3+1
利用钱德拉X射线天文台上的高分辨率照相机，我们测量了明亮的持久中子星X射线双星和环礁源GX 3+1的精确位置。在与这个新位置一致的位置，我们在麦哲伦巴德望远镜上的PANIC和FourStar相机拍摄的图像中发现了GX 3+1的近红外（NIR）对应物。这颗K_s=15.8+-0.1等的恒星是根据巴德望远镜的FIRE摄谱仪所拍摄的近红外光谱中Br-γ发射线的存在而确定的。由对GX 3+1的最佳距离估计得到的绝对星等表明，系统中的质量施主不是晚型巨星。我们发现GX 3+1的近红外光可能是由加热的外吸积盘贡献的。这与从较亮的Z源类中发现的近红外通量相似，但与比GX 3+1更暗（Lx ~ 1 e36至1 e37 erg/s）的环礁的行为不同，在那里，来自喷流的光学薄同步辐射可能主导近红外通量。
2014-07-30 astro-ph.HE
Discovery of Red-shifted He-like Iron Absorption Line from Luminous Accreting Neutron Star SMC X-1
我们分析了用\textit{Suzaku}获得的SMC X-1的X射线数据，并在2012年5月19日进行的观测中发现了以6.4 keV为中心的吸收线和基础加宽发射线的组合。该吸收线以$6.61_{-0.03}^{+0.02}$ ~keV为中心，吸收强度为$5.9_{-1.4}^{+1.7}$，自然地解释为Fe在6.7~keV的He $_α$共振线，其具有$4000_{-1300}^{+1400}\;\mathrm{km\;s^{-1}}$的红移。虽然\textit{Suzaku}在2011- 2012年的11个月中对该系统进行了10次观测，但只有在NS处于超轨道调制的上升阶段时的一次观测中观察到了吸收特征，这可以被认为是扩展的吸积盘从掩星的出口。因此，我们把这条线归因于一个低密度，高度电离的吸收体在一个吸积盘电晕所产生的磁盘照明NS的强烈的X射线。这种解释也与光电离度和谱线深度的讨论相一致。
2018-11-20 astro-ph.HE
Discovery of Quasi Periodic Oscillations in the persistent X-ray emission of Accreting Binary X-ray Pulsar LMC X-4
利用XMM-Newton观测发现了高质量X射线双星（HMXB）脉冲星LMC X-4在非闪耀（持续）状态下的准周期振荡（QPO）。除了74 mHz的相干脉动外，持续发射光变曲线在20-30 mHz的频率范围内显示出QPO特征。准周期耀斑以前在罗西X射线定时探测器（RXTE）的观测中从LMC X-4观测到过。然而，这是第一次在LMC X-4的持续发射观测中观察到QPO。X射线双星中的QPO一般被认为与内吸积盘中不均匀物质分布的旋转有关。在大质量X射线双星（HMXB）如LMC X-4中，致密天体是一颗具有高磁场的中子星，内部吸积盘的半径由质量吸积率和中子星的磁矩决定。在这样的系统中，QPO特征，以及脉冲周期和X射线光度测量有助于我们约束中子星的磁场强度。我们使用磁层吸积的考虑有一个近似值的磁场强度的中子星在LMC X-4。
2022-03-15 astro-ph.HE
Discovery of a 112 ms X-ray Pulsar in Puppis A: Further Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
我们报告发现112毫秒的X射线脉动RX J 0822 -4300，紧凑的中心对象（CCO）在超新星遗迹船尾座A，在两个档案牛顿X射线多镜任务的观察，在2001年。正弦光变曲线具有11%的脉冲分数，突变180度。在1.2 keV时相位变化。观察到的相移和调制可能是不同温度的相对热热点发射的结果。相位分辨光谱显示在E（线）= 0.8千电子伏与较冷的区域相关的发射功能，可能是由于电子回旋共振效应类似的CCO脉冲星1 E 1207.4-5209的光谱中看到的。PSR J 0821 -4300的旋转周期在7个月内没有变化，周期导数的2 σ上限小于8.3E-15。这意味着下旋能量损失率小于2.3E35erg/s，表面磁偶极场强度B_s <9.8E11G，下旋年龄τ> 220 kyr。后者比SNR年龄长得多，表明PSR J 0821 -4300出生时在其当前时期附近旋转。它的性质与其他两个已知的CCO双星非常相似，证明了一类中子星的存在，它们出生时具有与缓慢的原始自旋相关的弱磁场。这些结果对于理解PSR J 0821 -4300的极端横向速度也有重要意义，有利于超新星爆炸的流体动力学不稳定机制。
2009-02-17 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of a cyclotron line in the accreting X-ray pulsar IGR J16393-4643
NuSTAR在3-79 keV能量带对高质量X射线双星和吸积X射线脉冲星IGR J 16393 -4643进行了观测，净曝光时间为50 ks。我们提出的结果，这使得发现的回旋共振散射功能的质心能量为29.3（+1.1/-1.3）千电子伏的观察。这使我们能够第一次测量中子星的磁场强度：B =（2.5+/-0.1 e12 G。现在观测到已知的脉动周期为904.0+/-0.1 s。自2006年以来，中子星经历了一个长期的自旋上升趋势，速率为P' = -2e-8 s/s（每年-0.6 s，或频率导数nu' = 3e-14 Hz/s）。在功率密度谱中，在脉冲频率处出现中断，该中断将低频处的零斜率与高频处的较陡斜率分开。中子星角动量的增加可能是由于准球形风的吸积，也可能是由于与磁层半径约为2 e8 cm的中子星几乎共转的椭圆形吸积盘的短暂出现。
2016-03-17 astro-ph.HE
