The 2016 Vela glitch: a key to neutron star internal structure and dynamics
对2016年船帆座故障及其弛豫的高分辨率脉冲对脉冲观测提供了一个机会，以前所未有的细节探测中子星的内部结构和动力学。我们使用这个小故障的观察来推断超流特性的框架内的涡蠕动模型。12.6秒的毛刺上升时间限制对地壳超流体和观测到的地壳之间的角动量交换施加了严格的限制。与观测到的旋转速率的过度加速度相比，后毛刺平衡值，这区分地壳超流地壳晶格和核心超流地壳正常物质耦合的时间尺度。一个明显的下降，在地壳旋转速率之前的毛刺是一致的形成一个新的涡旋陷阱区，启动大规模的涡旋unpinning雪崩。地壳破裂地震形成的涡旋陷阱引起磁层的短暂变化。长期的故障后自旋下降速率演变揭示了参与故障的超流体层的惯性矩和重新耦合时间尺度，并导致对下一个故障的时间估计，该时间与2016年和2019年故障之间的时间间隔一致。我们的结果是一致的超流体中的有效中子和质子质量的理论估计。我们还限制的涡流线通量管钉扎能量为2兆电子伏每交叉。
2020-07-07 astro-ph.HE
Impact of error analysis on the composition the outer crust of a neutron star
利用Bootstrap技术对Duflo-Zucker质量模型进行了全面的误差分析。我们说明了这样的研究的影响，预测的化学成分的外壳的非吸积中子星。我们定义了一个存在的概率为每个核素的地壳深度的函数。我们观察到，由于统计的不确定性，而不是有一个明确的过渡之间的两个连续的层，我们有两个物种的混合物。
2019-09-25 astro-ph.HE nucl-th
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
Vortex pinning and dynamics in the neutron star crust
Anderson和Itoh在1975年指出，超流涡旋与中子星外壳之间相互作用的本质是涡旋蠕动的核心，也是故障的原因，这一直是天体物理学中一个长期存在的问题。使用一种定性的新方法，我们遵循的动力学作为超流漩涡移动响应的存在下的“核”（核缺陷的地壳）。产生的运动垂直于力，类似于推动旋转的陀螺的运动。我们表明，原子核排斥在中子星地壳的涡旋，并作为一个函数的涡旋核分离的力的特征。
2016-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.supr-con
Properties of the outer crust of strongly magnetized neutron stars from Hartree-Fock-Bogoliubov atomic mass models
利用最新的实验原子质量数据，结合基于Hartree-Fock-Bogoliubov方法的微观原子质量模型，研究了冷非吸积磁星（即具有很强磁场的中子星）外壳的平衡性质.强磁场引起的电子运动朗道量子化对地壳物质的组成和状态方程有重要影响。研究还表明，磁星的外壳可能比普通中子星的外壳大得多。
2013-05-02 astro-ph.HE nucl-th
Magnetic Field Decay Due to the Wave-Particle Resonances in the Outer Crust of the Neutron Star
考虑到中子星外壳的应用，我们采用完全相对论的Particle-In-Cell模拟方法研究了磁场的衰减。数值计算是在2维空间中进行的，初始磁场被设置为由模拟穿过NS的全局场的均匀磁场和将源自大尺度湍流的霍尔级联的湍流磁场组成。结果表明，湍流的哨声级联优先在垂直于均匀磁场的方向上传输磁能。研究还发现，由于朗道共振导致低能电子主要在平行于均匀磁场的方向上被加热，而高能电子主要在回旋共振下被加热，使得高能尾区的分布函数各向同性，因此电子的分布函数变得各向异性.此外，我们指出，各向异性程度取最大值作为初始湍流磁场能量的函数。作为一种替代传统的欧姆耗散，我们建议，磁场在外壳的NS，级联下降到电子惯性尺度通过哨声湍流，将衰减主要是由耗散过程通过朗道阻尼和回旋共振。
2010-12-18 astro-ph.HE
Electron-ion scattering in dense multi-component plasmas: application to the outer crust of an accreting neutron star
稠密的{ \it多组分}等离子体的热导率对于吸积中子星的模拟是至关重要的。为此，我们进行了大规模的分子动力学模拟计算致密的多组分等离子体在中子星地壳从附近的光球-海洋边界附近的中子滴点附近的静态结构因子。的结构因子被用来验证微观线性混合规则，是有效的任意复杂的等离子体在很宽的范围内的库仑耦合。微观混合规则反过来又暗示和验证状态方程性质的线性混合规则，以及致密多组分等离子体的电导率和热导率的线性混合规则。为了使我们的结果尽可能有用，对于电导率和热导率的特定情况，我们提供了一个简单的解析拟合，该拟合对于任意复杂的多组分等离子体在很宽的库仑耦合范围内是有效的。我们计算了一个有代表性的组成配置文件的外地壳的吸积中子星，其中可以存在数百个核物种的热导率。我们利用我们的研究结果重新审视所谓的杂质参数形式主义，用于表征不纯等离子体。
2009-07-30 astro-ph.HE
Analytical determination of the structure and nuclear abundances of the outer crust of a cold nonaccreted neutron star
Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）
本研究提出一种快速迭代方法，结合高精度解析公式与广义相对论方程近似解，可同时计算冷非吸积中子星外壳的核组成、层深度与重子质量，大幅提升计算效率，支撑大规模统计与敏感性分析。
2020-03-02 astro-ph.HE nucl-th
Friedel crystals and the outer crust of magnetars
在磁星表面发现的强磁场对磁星包层中的原子物理学有着深远的影响。我们认为，Friedel振荡的离子之间的库仑力，由于电子屏蔽可以，对于某些值的参数，是决定的晶体结构的外地壳的磁星的主导作用。我们估计的密度和磁场，这种情况发生，计算一些弹性模量和晶格声子色散关系在这个"弗里德尔晶体"相。
2013-06-19 astro-ph.HE nucl-th
The Study of Magnetically Deformed Atoms in the Outer Crust of Neutron Stars in Presence of Strong Quantizing Magnetic Field
本文采用柱坐标系下的相对论性Wigner-Seitz模型，研究了强磁化中子星（磁星）外壳区磁形变原子被形变Wigner-Seitz胞所替代后的各种性质。
2009-11-09 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Analytical determination of the structure of the outer crust of a cold nonaccreted neutron star: extension to strongly quantizing magnetic fields
最近提出的迭代方法，确定非吸积的中子星的外壳的内部组成，扩展到磁星，考虑到Landau-Rabi量子化的电子运动引起的存在一个非常高的磁场。结果表明，在强量化制度，该方法可以有效地实现使用新的解析解相邻地壳层之间的过渡。详细的数值计算进行评估的性能和精度的方法。
2020-06-16 astro-ph.HE nucl-th
The outer crust of a cold, non-accreting neutron star within the Quark-Meson Coupling (QMC) model
在夸克-介子耦合（QMC）模型的框架下研究了冷非吸积中子星的外壳性质，该模型考虑了核子在高密度核介质中时内部夸克结构的变化. QMC模型采用一组具有明确物理基础的五个约束性好的可调参数，对偶偶核的基态观测量进行了预测，结果与实验和传统模型一致.此外，它给出了改进的理论值，认为在中子星的外壳中发挥作用，但实验数据是不可用的核。使用最新的实验数据表，只要有可能，但否则从QMC模型的预测，我们构建了一个状态方程的外壳，然后使用恒星模型计算得到的地壳层的平衡序列，每个特点是一个特定的富中子核。各种属性的层计算的中子星质量的范围内，并与其他状态方程从文献中进行比较。这导致的结论是，QMC模型成功地预测了外壳的属性，并与更传统的质量模型，这都取决于大量的参数是完全可比的。
2020-07-06 astro-ph.HE nucl-th
Light dark matter scattering in outer neutron star crusts
首次计算了中子星外壳中由于引力助推进入恒星的轻暗物质（LDM）粒子散射而产生的声子激发率。我们考虑亚GeV质量范围内的暗物质粒子通过与核子的有效标量-矢量相互作用从周期性原子核阵列上散射。我们发现，LDM效应导致修改的净声子数的晶格相比，标准的热结果。此外，我们估计LDM的贡献，在地壳外层的离子-离子热导率，并发现它可以显着增强在大密度。我们的研究结果表明，对于磁化中子星的LDM增强的全球性的外地壳的电导率将倾向于减少垂直和平行于磁场方向之间的各向异性热传导。
2016-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Outer-crust equations of state for neutron stars
University of Zagreb（萨格勒布大学）；Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）
研究中子星外层外壳方程状态对核质量预测的敏感性，评估不同核质量模型对外壳组成和热力学性质的影响，揭示其对低质量中子星配置的后果。
2026-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Impact of statistical uncertainties on the composition of the outer crust of a neutron star
利用蒙特卡罗方法对Duflo-Zucker质量模型进行了全面的误差分析。特别是，我们研究了残差中存在的相关性，以获得预测结合能的误差条的更现实的估计。为了进一步减少模型预测和实验数据之间的差异，我们还应用了多层感知器神经网络。我们表明，该模型的均方根进一步减少约40%。然后，我们使用由此产生的模型来预测一个非吸积中子星的外壳的组成。我们提供了第一个估计的误差传播的影响所产生的状态方程的系统。
2019-12-24 astro-ph.HE nucl-th
New Molecular Dynamics Methods for Simulating Neutron Star Crusts with Superfluid Vortices
本文提出新的分子动力学方法研究中子星壳层与超流涡旋的相互作用，发现当钉扎力与库仑力相当时会出现晶格夹带新现象，为理解壳层弹性演化提供依据。
2025-07-06 astro-ph.HE cond-mat.other nucl-th
Collective, glitch-like vortex motion in a neutron star with an annular pinning barrier
一般认为，当角动量突然从恒星内部转移到地壳时，大量的超流体涡旋集体脱离并重新旋转，中子星就会出现故障。一般来说，与地壳晶格中的原子核有关的钉扎势随半径的变化而变化。我们探索在这些条件下的涡动力学通过解决三维Gross-Pitaevskii方程在旋转，谐波陷阱与轴对称的“护城河”的更深的钉扎网站上，否则均匀，共旋转钉扎网格。护城河的设计类似于一个粗略的径向依赖钉扎分布在中子星地壳，虽然钉扎电位的值是不天体物理现实的，由于计算的限制。结果表明，涡流积累在护城河，诱导大的差异旋转，可以触发质量unpinning事件。它还表明，该系统的自我调整，这样的净涡流通量的系统是相同的，没有护城河，陷阱旋转下来，但毛刺是不太频繁，更大的护城河存在时。结果，产生一个理想化的系统，代表了第一步，包括分层钉扎在量子力学模型的中子星毛刺。
2019-05-08 astro-ph.HE
Microscopic calculation of the pinning energy of a vortex in the inner crust of a neutron star
本文采用轴向形变 Hartree-Fock-Bogolyubov 方法微观计算中子星内壳层涡旋结构，以核–涡旋结合能表征钉扎能，并得到与既往结果一致的介观钉扎力。
2023-03-31 astro-ph.HE nucl-th
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
Microscopic Calculations of Vortex-Nucleus Interaction in the Neutron Star Crust
我们在全微观含时三维方法中研究了中子超流体中量子化涡旋和核杂质的动力学。量子化涡旋和核杂质之间的力的大小，甚至是符号，在过去的40多年里一直是一个争论的问题。我们确定，旋涡和杂质排斥在中子密度，0.014 fm $^{-3}$和0.031 fm $^{-3}$，这是相关的中子星地壳和故障的起源，而以前的计算得出的结论是，力改变这两个密度之间的符号和预测的矛盾的迹象。力的大小随中子超流体密度的增加而增加，而对隙的大小在此密度范围内减小。
2016-09-11 astro-ph.HE cond-mat.quant-gas cond-mat.supr-con
Internal constitution of the outer crust of non-accreted neutron stars and magnetars
Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Brussels Laboratory of the Universe（宇宙布鲁塞尔实验室）
开发了magcrust程序，快速计算冷非吸积磁星在1e13-1e16 G磁场范围内的外壳组成，精度在百分之几内，计算速度提升1e3-1e7倍。
2026-06-08 astro-ph.HE nucl-th
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
Vortex pinning and the elastic response of neutron-star crusts - I. Axisymmetric loading
Istituto Leonardo da Vinci（列奥纳多·达·芬奇学院）；Dipartimento di Scienze della Terra “Ardito Desio”, Università degli Studi di Milano（米兰大学地球科学系）
本文研究中子星地壳对涡旋钉扎载荷的轴对称弹性响应，采用真实恒星背景与剪切模量，发现应力定位由弹性-引力再分布产生，地壳预应力无法单独破坏初始松弛的地壳。
2026-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary and ternary ionic compounds in the outer crust of a cold nonaccreting neutron star
一般认为冷的非吸积中子星的外壳分为不同的层，每一层都由一个纯的体心立方离子晶体组成，背景是高度简并的电子的电荷补偿。通过分析致密恒星物质中多元离子化合物的稳定性来检验这一假设的有效性。因此，它表明，他们的稳定性对相分离是唯一的决定，他们的结构和他们的组成，无论恒星的条件。然而，弱核和强核过程的平衡对多元化合物的组成以及它们的形成施加了非常严格的限制。通过研究不同的立方晶格和非立方晶格，发现具有与氯化铯相同结构的取代化合物最有可能存在于非吸积中子星的外壳中。三元化合物的存在也进行了研究。非常准确的解析表达式得到的阈值压力，以及不同阶段的密度，而不管电子气的相对性程度。最后，数值计算的基态结构和状态方程的外壳的冷非吸积中子星进行使用最近的实验和微观核质量表。
2021-03-10 astro-ph.HE cond-mat.mtrl-sci nucl-th
Deformed crystals and torsional oscillations of neutron star crust
研究了中子星壳中形变库仑晶体的破裂应力，考虑了离子-离子相互作用的电子等离子体屏蔽，计算的破裂应力被拟合为电子屏蔽参数的函数。我们应用的结果分析在地壳中的非磁性恒星的扭转振荡模式。我们给出了这种振荡基频的精确解析表达式，并表明所有扭转振荡的频率对外中子星壳的存在不敏感。这些结果可用于中子星地壳中涉及变形库仑晶体的过程的理论模拟，如磁场演化、闪烁软γ射线中继器的地壳扭转或热弹性准周期振荡、脉冲星毛刺等。软γ射线中继器的结果的适用性进行了讨论。
2020-09-24 astro-ph.HE
Magnetised Neutron Star Crusts and Torsional Shear Modes of Magnetars
讨论了强磁场中中子星的外壳和内壳。在这里，我们证明了朗道量子化的电子上的物质的基态性质的外壳和内壳在磁星。这种效应导致强磁场中的电子数密度相对于零场情况的增强。对于外地壳，我们采用Baym-Pethick-Sutherland磁模型，得到了核序列和状态方程。本文用磁-费米模型研究了强磁场作用下内地壳核的性质。在这种情况下，假设核物质的两相--液体和气体共存。强磁场通过电荷中性对Wigner-Seitz盒中质子数密度产生影响。我们使用不同参数化的Skyrme核子-核子相互作用进行计算。在强磁场的存在下，我们发现内地壳中的原子核的质量和原子序数都比零场情况下的大。此外，我们调查扭转剪切模式频率使用磁化中子星地壳的结果，并与观测比较。
2012-12-21 astro-ph.HE nucl-th
Spin-polarization of the neutron ocean in magnetar crusts
Institute of Astronomy and Astrophysics, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理与天文学研究所）；Brussels Laboratory of the Universe (BLU-ULB)（宇宙布鲁塞尔实验室）
本研究考虑自由中子自旋极化，发现强磁场会降低磁星内外壳边界处的压力和密度，使外壳变薄、抑制超重核形成并使中子海洋极化，影响磁星现象与r-过程核合成。
2026-09-14 astro-ph.HE nucl-th
Magnetised neutron star crust within effective relativistic mean-field model
尽管中子星壳的结晶性质在描述各种迷人的天体物理观测中起着关键作用，但在巨大的磁场存在下，它的微观结构还没有完全理解。本文在有效相对论平均场框架下研究了磁场强度为$\sim 10^{17}$ G的中子星的地壳性质。我们使用最新的原子质量评估，通过最小化吉布斯自由能来计算地壳的平衡组成。磁场显著地影响状态方程（EoS）和外壳的性质，例如中子滴密度、压力和熔化温度。对于地壳内部，我们首次采用可压缩液滴模型来研究磁环境下的地壳性质。内地壳性质，如质量和电荷数分布，同位旋不对称性，集团密度等，显示出对磁场强度敏感的典型量子振荡（De Haas-van Alphen效应）。密度相关的对称能影响磁内壳一样，无场的情况下。我们研究了可能的修改面食结构，并观察到它们的质量和厚度的变化由$\sim 10-15 \%$取决于磁场强度。研究了软伽玛中继站中磁化地壳准周期振荡（QPO）的基本扭转振荡模式频率。在这项工作中考虑的磁场强度只影响EoS的外部和浅区域的内地壳，这不会导致显着的变化，在全球中子星的属性。然而，随着磁场强度的增加，外地壳质量和转动惯量显著增加。
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A Vortex Avalanche Model for Pulsar Glitches
Faculty of Engineering and Natural Sciences, Sabancı University（萨贝里大学工程与自然科学学院）；School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）
提出二维涡旋雪崩模型，通过陷阱与自由通道解释脉冲星自转突变，定性匹配年轻脉冲星参数及幅度双峰分布。
2026-10-06 astro-ph.HE cond-mat.other cond-mat.supr-con
Vortex pinning and the elastic response of neutron-star crusts II. Non-axisymmetric loading and Magnus mountains
Istituto Leonardo da Vinci（列奥纳多·达·芬奇学院）
该研究计算中子星壳在非轴对称加载下的弹性响应，发现马格努斯山尺度对剪切微物理鲁棒，深壳层压缩响应是单位移模型的主要不确定来源。
2026-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep crustal heating for realistic compositions of thermonuclear ashes
与外生核反应有关的地壳深部加热被认为是描述吸积中子星热演化的重要参数。在本文中，我们提出了第一个理论上一致的计算地壳加热的实际成分的热核灰烬。与以往的研究传统的方法的基础上，我们占中子流体静力学/扩散（nHD）的平衡条件所施加的超流性中子在一个主要部分的内地壳和快速扩散的其余部分的内地壳。我们应用一个简化的反应网络模型的核演化的各种多组分热核燃烧灰烬（超爆，KEPLER，和极端rp过程的灰烬）在外壳和计算的深部地壳加热能量释放Q，参数化的压力在外部-内部地壳界面，P_{oi}。使用一般的热力学参数，我们设定了Q的下限，Q>0.13-0.2 MeV/重子（实际值取决于灰的组成和所采用的质量模型）。
2021-08-20 astro-ph.HE nucl-th
Core and crust contributions in pulsar glitches: constraints from the slow rise of the largest glitch observed in the Crab pulsar
脉冲星的故障是由于中子星内部非常弱耦合的大尺度超流组分的突然再耦合造成的。这个过程导致角动量的快速交换和自旋频率的增加。角动量的转移是由耗散相互摩擦调节的，其强度定义了故障的自旋时间尺度。因此，对毛刺上升的观测可以用来揭示在恒星高密度内部起作用的主要微物理相互作用。我们提出了一个简单的分析模型，辅以更详细的数值模拟，它产生了一个快速的自旋上升，然后是一个更渐进的上升。在蟹状星云脉冲星的一些大故障中观察到了这些特征，包括2017年最近最大的故障。我们还使用观测来约束两个可能的位置的毛刺驱动区域的相互摩擦系数：内地壳和外核心的恒星。我们发现，螃蟹毛刺的功能需要较小的值的相互摩擦系数比那些需要解释速度快得多的船帆座自旋上升。这表明前者的地壳起源，但后者的外核贡献。
2018-06-26 astro-ph.HE
Pulsar glitches in the presence of vortex traps
Ashoka University（阿肖卡大学）；Sabancı University（萨班哲大学）；Qingdao Binhai University（青岛滨海学院）
研究脉冲星自转突变，采用Barnes - Hut近似模拟大量涡旋，探究非均匀钉扎时的突变情况，发现成熟脉冲星突变上升交错，年轻到中年恒星的相关配置会使突变大小分布呈双峰性，且涡旋分布会自发产生宏观不均匀性。
2026-07-23 astro-ph.HE
Nuclear Physics of the Outer Layers of Accreting Neutron Stars
在中子星壳被提出50年后，我们回顾了当前对吸积中子星外层核物理的理解。核燃烧过程中产生的原子核取代了中子星、海洋和地壳的新生成分。由压缩驱动的非平衡核反应改变了外层的热结构和化学成分，在天文现象上留下了可观察到的印记。随着对爆发的中子星和冷却的中子星的观测增加，最近大量的天文数据使人们对中子星内部的微观物理有了新的认识，并有可能在模型计算中测试核物理输入。尽管我们对中子星内部的理解和观测到的中子星现象取得了许多进展，但在吸积中子星的天体物理学理论、丰中子核的核理论以及地球核物理实验的范围和精度方面仍然存在许多挑战。
2018-07-03 astro-ph.HE
Properties of a quantum vortex in neutron matter
我们系统地研究了有限温度和密度下中子物质中量子涡旋的微观性质，对应于中子星内壳的不同层。为此，并在未来的涡旋动力学模拟的准备，我们已经进行了完全自洽的三维Hartree-Fock-Bogoliubov计算，使用最新的核能密度泛函之一，从Montreals-Montreal家庭，这是专门开发的应用程序，中子超流在中子星壳。通过对涡的绕流分析，确定了涡丝模型的有效半径。我们还计算了存在量子涡旋时的比热，并表明它比低温下均匀系统的比热大得多。比热的低温极限被认为是由涡核内部的Andreev状态决定的。我们已经证明，在这个极限下，比热与温度不是线性关系。与Andreev态相关的典型能量标度由我们为各种中子物质密度提取的minigap定义。我们的研究结果表明，涡旋可能是自旋极化的磁星地壳。最后，我们已经得到了一个较低的边界的比热的集合的涡与给定的表面密度，同时考虑到从涡核状态和流体动力学流的贡献。
2021-11-05 astro-ph.HE nucl-th
Crystallization of the outer crust of a non-accreting neutron star
中子星（NS）的内部通常被认为是由冷催化物质组成的。然而，外层在恒星形成和冷却过程中不太可能保持完全平衡，特别是在结晶之后。我们研究了冷却和平衡组成的外层的NS结晶。在这里的杂质参数，通常是一个自由参数在冷却模拟，计算自洽使用的微观模型，最近已经确定了一个统一的状态方程。我们遵循的多组分库仑液体等离子体（MCP）的核分布的演变完全自洽，适应一般的形式主义最初开发的超新星核心的描述。我们计算的杂质参数在结晶确定的单组分等离子体（OCP）近似。我们的分析表明，在OCP近似得到的组成的急剧变化被平滑时，允许一个完整的核分布。熔化时的库仑耦合参数被认为是合理的接近正则值175，除了特定的压力，发生过冷在OCP近似。我们的MCP治疗导致非单调变化的杂质参数与压力。它的值可以变化几个数量级，达到约50，表明地壳可能由纯（高导电性）和不纯（高电阻性）层交替组成。本文的结果补充了最近用同一模型得到的统一状态方程。我们的自洽的方法热MCP表明，杂质的存在下，在外壳的NS是不可忽略的，并可能有相当大的影响输运性能。反过来，这可能对NS的冷却及其磁旋转演化具有重要意义。
2019-12-05 astro-ph.HE nucl-th
Equation of State for warm Neutron Star outer crusts
Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学）；The Hebrew University（希伯来大学）
本文通过分子动力学模拟研究中子星外核中暖离子等离子体的方程状态，采用改进的模型和参数化方法，提供数据表和神经网络参数化，并与文献中的其他方程状态进行比较。
2026-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
Layers of electron captures in the crust of accreting neutron stars
本文研究吸积中子星外核中电子俘获反应的时变动力学，发现母核与孙核共存的电子俘获层可在阈值以下更深位置持续存在并释放更多热量，总释热由天体物理和微观参数共同决定。
2024-08-21 astro-ph.HE nucl-th
3D numerical study of an anisotropic heat transfer in outer layers of magnetized neutron stars
旋转中子星的热软X射线通量的周期性变化表明其表面温度的非均匀分布。这一现象的一个可能原因是地壳和磁化中子星外壳中磁场上的热通量受到抑制。本文研究了中子星中与非轴对称磁场有关的三维效应。通过数值求解磁化中子星壳内的三维热传导方程，计算了表面温度分布。我们采用了各向异性（张量）的电子导热系数，这是作为一个解析解的玻尔兹曼方程与Chapman-Enskog方法。为了计算表面温度分布，我们构造了磁化中子星包层的局部一维平面平行模型（“Ts-Tb”关系）。然后，我们使用它作为外边界条件的三维问题在地壳中找到自洽的解决方案。为了研究各向异性温度分布的可能观测表现，我们用复合黑体模型计算了光变曲线。我们的计算表明，一个非轴对称的磁场分布可以导致不规则的非正弦形状的脉冲轮廓，以及在某些情况下，一个显着放大的脉动的热通量相比，纯偶极磁场配置。
2019-12-12 astro-ph.HE
Current closure through the neutron star crust
无力脉冲星磁层发展了一个大规模的极向电流回路，它沿着从中子星到终端激波的开放磁场流动。电流通过中子星的内部闭合，在那里它提供了使恒星向下旋转的扭矩。本文研究了轴对称转子中的内部电流。我们通过要求内部欧姆损耗最小化来评估电流的路径。我们发现，在毫秒级射电暴中，电流到达地壳底部，而在周期为几秒的射电暴中，大部分电流的穿透深度不会超过约$100$ m。在毫秒级恒星中，最大自旋下降力矩的区域是地壳的底部，而在慢自旋恒星中，则是地壳的外层。我们评估相应的麦克斯韦应力，并发现，在典型的旋转供电的无线电发射器，它们远低于临界应力，可以持续的地壳。对于磁星级磁场，表面附近的麦克斯韦应力与临界应力相当，可能导致地壳与恒星旋转的其余部分解耦。
2019-06-02 astro-ph.HE
A possible way to reconcile long-period precession with vortex pinning in neutron stars
我们提出了一种可能的方法来解决中子星长周期进动和超流涡旋钉扎之间的不一致问题，这是最成功的脉冲星毛刺理论的基础。我们假设，钉扎发生在中子星的核心，这是磁去耦，可以相对于地壳旋转的区域。在一个简单的三分量模型的框架下，我们证明了这两种现象可以共存于同一个脉冲星。根据观测数据制定了对正式引入的相互作用系数的一些约束。
2019-01-06 astro-ph.HE
Low-mass neutron star nucleosynthesis -- stripping scenario
本文研究密近双星中低质量中子星剥离爆炸时的壳层核合成，指出r过程主要发生在内壳层，外壳层存在冲击波核合成，且重元素产量约0.041太阳质量，高于中子星并合喷流抛射量。
2024-09-08 astro-ph.HE
Couplings of torsional and shear oscillations in a neutron star crust
本研究首次在中子星壳层中考察扭转与剪切振荡的非线性耦合，推导二阶轴向扰动方程并时域求解，发现线性理论无法预测的额外振荡模式可被激发至较大振幅。
2024-07-17 astro-ph.HE
Vortex Creep Heating vs. Dark Matter Heating in Neutron Stars
本研究以涡旋蠕变加热为例，结合温度观测与理论计算，证明中子星中该内部加热效应主导暗物质加热，且涡旋-核相互作用需比估算值小几个数量级才能改变此结论。
2023-09-06 astro-ph.HE hep-ph
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
Experimental constraints on shallow heating in accreting neutron-star crusts
在低质量X射线双星的静止期内观测到的瞬态吸积中子星的热弛豫表明在中子星壳的浅层存在未知的热源。利用现有的实验核数据，我们估计的最大可能的热量，可以沉积在一个吸积中子星的外壳中，由于电子捕获和致密核聚变反应所引发的X射线爆发灰烬的掩埋。
2020-07-03 astro-ph.HE nucl-th
Quiescent thermal emission from neutron stars in LMXBs
我们监测了低质量X射线双星中中子星在X射线强烈活动（爆发）活跃期后的静态热辐射。中子星壳的热弛豫的理论模型可以用来建立对壳的成分和输运性质的约束，这取决于所假设的天体物理情景。我们数值模拟了中子星地壳的热演化，并将其与五个源的推断表面温度进行了比较：MXB 1659-29，KS 1731-260，EXO 0748-676，XTE J1701-462和IGR J17480-2446。我们发现，MXB 1659-29，KS 1731-260和EXO 0748-676的演化可以很好地描述在地壳深部冷却的情况下。相反，我们发现，其他两个来源只能用地壳冷却以外的模型来解释。对于XTE J1701-462的特殊发射，我们提出了替代方案，如剩余吸积在静止期间，在外壳中的额外热源，和/或由于埋藏的磁场热隔离的内地壳。我们还解释了最近报道的IGR J17480-2446的温度与来自浅源的外地壳中的额外热沉积。
2015-02-19 astro-ph.HE nucl-th
Equation of state of magnetar crusts from Hartree-Fock-Bogoliubov atomic mass models
利用Lai和Shapiro（1991）的模型确定了冷的非吸积磁星外壳的物态方程。为此，我们利用了最新的实验原子质量数据，并补充了Hartree-Fock-Bogoliubov（HFB）质量模型。磁星壳被发现与普通中子星的壳有很大不同。
2012-10-05 astro-ph.HE nucl-th
Internal Heating of Old Neutron Stars: Contrasting Different Mechanisms
毫秒脉冲星J 0437 -4715的热辐射不能用没有加热机制的中子星的标准冷却模型来解释。我们研究了三种由脉冲星的旋转制动控制的加热机制：固体地壳的破裂，超流涡旋蠕变和非平衡反应（“旋转化学加热”）。我们发现地壳开裂机制不会产生可检测到的加热。考虑到加热机制对自旋下降参数的依赖性，这导致不同的类星体的温度不同，我们研究了两种类型的类星体的热演化：年轻的，缓慢旋转的“经典”类星体和老的，快速旋转的毫秒类星体（MSP）。我们发现，旋转化学加热和涡蠕动机制可以是重要的经典的微扰和MSP。
2010-03-01 astro-ph.HE
Neutron Star Crust in Strong Magnetic Fields
通过电子的朗道量子化讨论了强磁场对中子星壳核结构和稳定性的影响。在强磁场中，这导致相对于零场情况的电子数密度的增强。采用最新版本的实验和理论核质量表，我们得到了在强磁场存在下的外地壳平衡核序列。对于$B\sim 10^{16}$ G，发现与零场情况相比，在序列中出现了一些新的核，而在序列中消失了一些核。进一步，我们利用磁-费米模型研究了在强磁场存在下内地壳中原子核的稳定性。在这种情况下，考虑了核物质的两相共存-液体和气体。在强磁场$B\sim 10^{17}$ G中，质子数密度通过电荷中性而显著增强。我们发现，在强磁场存在下，原子核的质量数比零场的质量数大。这些结果可能对磁星地壳的输运性质具有重要意义。
2010-12-30 astro-ph.HE
Giant Pulsar Glitches and the Inertia of Neutron-Star Crusts
在具有象征意义的船帆座脉冲星上检测到的巨大脉冲星频率毛刺长期以来一直被认为是中子超流体渗透到中子星内部地壳的表现。然而，最近发现这种超流体被地壳夹带，因此它没有携带足够的角动量来解释巨大的故障。脉冲星定时观测可以在多大程度上与标准的涡旋介导的毛刺理论相协调的研究考虑到目前的不确定性致密物质的属性。为此，采用一系列不同的统一的密度物质状态方程，计算了地壳的转动惯量的毛刺恒星。
2016-05-31 astro-ph.HE gr-qc
The Influence of Magnetic Field Geometry in Neutron Stars Crustal Oscillations
本文研究了中子星壳中的振荡，其中磁场既有偶极分量，也有环向分量，前者从恒星内部延伸到太空，后者局限于恒星半径内。我们的研究是基于我们已经得到的恒星流体扰动的解决方案，仅限于地壳厚度。我们的结果进行了比较，在软伽玛中继信号中观察到的频率。
2019-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Repeating Fast Radio Bursts with High Burst Rates by Plate Collisions in Neutron Star Crusts
一些重复的快速射电暴（FRB）源表现出很高的爆发率，其物理起源仍然未知。突出地，第一中继器FRB 121102表现出极高的突发速率，其最大值达到$122\,\mathrm{h^{-1}}$或甚至更高。在这项工作中，我们提出，一个FRB中继器的高爆发率可能是由于板块碰撞在地壳中的年轻中子星（NS）。在NS的地壳中，涡旋线被钉扎在晶格核上。当超流中子与NS晶格之间的相对角速度不为零时，在涡旋线上会作用一个钉扎力，引起晶格位移和NS壳应变的增长。随着自旋的演化，地壳应变达到一个临界值，地壳可能破裂成板块，每个板块与相邻板块发生碰撞。Aflvén波可以由板块碰撞发射，并进一步产生FRB。在这种情况下，对于具有$10^{13}\,\rm{G}$的磁场和$0.01\,\rm{s}$的自旋周期的NS，预测的突发速率可以达到$\sim 770\,\mathrm{h}^{-1}$。我们进一步将此模型应用于FRB 121102，并预测等待时间和能量分布分别为$P(t_{\mathrm{w}}) \propto t_{\text{w}}^{α_{t_{\text{w}}}}$与$α_{t_{\text{w}}} \simeq -1.75$和$N(E)\text{d}E \propto E^{α_{E}}\text{d}E$与$α_{E} \simeq -1.67$。这些性质与FRB 121102的观测结…
2022-09-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
