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
Anisotropic crystal structure of magnetized neutron star crust
虽然结晶中子星壳是许多迷人的观测现象的原因，但其在巨大的引力和磁场中的实际微观结构还不清楚。在这里，我们表明，在一个不均匀的磁场，三维离子库仑晶体组成的地壳可能会拉伸或收缩，而他们的静电压力变得各向异性。压力非线性地依赖于拉伸的大小，使得连续的磁场演变可导致突然的晶体伸长或收缩。这可能会触发磁星活动。声子模式的不稳定性被揭示出来，它设定了磁场变化的极限，超过这个极限晶体就会被破坏。这些极限有时对应于令人惊讶的大变形。当压力各向异性超过这些极限时，地壳物质会发生什么情况，目前还不清楚。我们假设离子系统只有在一个或两个维度上具有长程序，即变成液晶。
2017-04-18 astro-ph.HE
Work Function of Strongly Magnetized Neutron Star Crustal Matter and the Associated Magneto-Sphere
根据\cite{R1}的一个非常有趣的想法，我们用相对论形式的P-Fermi模型得到了强磁化中子星外壳区的功函数。在本方案中，功函数变得各向异性;纵向部分是磁场强度的递增函数，而横向部分发散。得到了极盖区场致发射和光致发射电流引起的磁层电子密度的近似估计。
2009-12-30 astro-ph.HE cond-mat.mtrl-sci nucl-th
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
Non-axisymmetric low frequency oscillations of rotating and magnetized neutron stars
我们研究非轴对称的低频模式的旋转和磁化的中子星，假设该星是由一个偶极子磁场，其强度在恒星表面，$B_0$，小于$\sim 10^{12}$ G，其磁轴是与旋转轴对齐。对于模态分析，我们使用一个中子星模型组成的流体海洋，一个固体地壳，和一个流体的核心，在这里我们把核心作为非磁性假设磁压力是远远小于气体压力的核心。在这里，我们感兴趣的低频模式的旋转和磁化的中子星的振荡频率类似的低球谐度和低径向阶的环形地壳模式。对于磁场为$B_0\sim 10^7$ G的情况，我们发现海洋中的阿尔文波具有与环形地壳模式相似的频率，并且我们发现在这种磁场强度下，海洋中没有局限的$r$ -模式。我们计算了环形地壳模、在壳核界面处达到峰值的界面模、核惯性模和$r$模，发现这些模对强度为$B_0\ltsim10^{12}$ G的磁场不敏感。我们发现的核心$l^\prime=|m|$ $r$ -模式的位移矢量有很大的振幅在旋转轴周围的恒星表面，即使在存在表面磁场$B_0\sim10^{10}$ G，其中$l^\prime$和$m$是球谐度和方位波数的$r$ -模式，分别。我们认为，吸积驱动的X射线毫秒双星的毫秒X射线变化可以作为一个探针到核心$r$模式不稳定的引力波辐射。
2009-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late time cooling of neutron star transients and the physics of the inner crust
在中子星上的吸积爆发瞬间加热了中子星的地壳，使其与内核失去了热平衡。爆发后，地壳与中子星核之间的热弛豫趋于平衡，表面的热辐射为静止的X射线光变曲线提供动力。地壳冷却模型预测，地壳的热平衡将建立$\approx 1000 \, \mathrm{d}$进入平静。然而，最近对冷却的中子星瞬变MXB 1659-29的观测表明，地壳并没有在预测的时间尺度上与核心达到热平衡，而是在$\approx 2500 \, \mathrm{d}$进入静止状态后继续冷却。由于静态光变曲线揭示了地壳的连续更深层，因此观测到的MXB 1659-29的后期冷却取决于内地壳的热传输。特别是，所观察到的后期冷却与预测的核面食深度附近的低热导率层是一致的，该核面食在中子星的内壳和内核之间保持了数千天的温度梯度进入静止状态。结果，壳核边界附近的温度保持在中子超流性的临界温度以上，并且在内壳中形成正常中子层。我们发现，MXB 1659-29的后期冷却与壳核边界附近正常中子层的热释放是一致的，具有较长的热时间。
2016-09-22 astro-ph.HE
Accumulation of elastic strain toward crustal fracture in magnetized neutron stars
本研究探讨磁化中子星地壳中霍尔漂移驱动的弹性形变。虽然最初的动态平衡没有弹性位移，磁场的演变改变了长期的时间尺度上的洛伦兹力，这不可避免地导致弹性形变，以解决在一个新的力的平衡。因此，弹性能量积累，地壳最终破裂超过特定的阈值。我们假设磁场是轴对称的，我们明确地计算破裂时间，最大弹性能量存储在地壳中，和空间剪应力分布。对于正压平衡的极向偶极场驱逐出内部核心没有一个环向场，分裂时间对应于几年的磁星与磁场强度为$\sim 10^{15}$ G;然而，它超过1百万年的正常无线电磁星。破裂前储存在地壳中的弹性能量的范围从$10^{41}$到$10^{45}$ erg，取决于能量的空间分布。一般来说，大量的能量沉积在地壳深处。当弹性位移重排仅发生在脆弱的浅壳中时，破裂释放的能量通常为$\sim 10^{41}$ erg。能量的数量与磁星上的爆发能量相当。
2022-09-09 astro-ph.HE gr-qc
Neutron star crust cooling in KS 1731-260: the influence of accretion outburst variability on the crustal temperature evolution
利用一个理论模型，我们跟踪了一个冷却的中子星地壳的热演化后的吸积诱导加热期的目标约束地壳参数。我们提出了第一次地壳冷却模型$-\text{ } NSCool\text{ } -$，考虑到详细的变化，在充分爆发的基础上观察到的光变曲线。我们将我们的模型应用于KS 1731 - 260。该源爆发了$\sim$ 12年，在此期间，它被观察到经历长（年）和短（天-周）的时间尺度的变化。我们的研究结果表明，KS 1731 - 260没有达到一个稳定的状态，由于在推导的吸积率的波动爆发。此外，长时间尺度的爆发变化温和地影响完整的地壳冷却阶段，而在爆发的最后几个月的变化强烈影响的第一个$\sim$ 40天的计算冷却曲线。我们讨论的后果估计的中子星地壳参数，并认为，详细的建模的最后阶段的爆发是关键，以限制起源的浅层热源。
2016-07-01 astro-ph.HE
A window into the neutron star: Modelling the cooling of accretion heated neutron star crusts
在吸积中子星的X射线瞬变过程中，在吸积爆发期间，中子星的地壳可以被加热到与内核的热平衡之外。在静止期（吸积停止时）观察到的随后冷却为研究地壳的结构和热特性提供了一个独特的机会。最初，地壳冷却模型研究的重点是具有长时间吸积爆发（> 1年）的瞬态X射线双星，这样地壳将被显着加热，以便可以检测到冷却。在这里，我们提出了一个理论模型的结果，观察到的冷却曲线后，一个短暂的吸积爆发只有~10周。在我们的研究中，我们使用2010年爆发的瞬时吸积11赫兹X射线脉冲星在球状星团泰山5。观测发现，在其短暂的吸积爆发结束后的4年多时间里，该源区的地壳仍然是热的。从我们的模型中，我们发现这样一个长寿的热地壳意味着一些不寻常的地壳特性，如非常低的导热率（比其他地壳冷却源低10倍以上）。此外，我们提出了我们的初步结果的建模的持续冷却的中子星在MXB 1659-298。这个瞬态X射线源在经历了约1.8年的吸积阶段后，于2017年3月恢复平静。我们比较了我们的预测冷却曲线后，这次爆发的冷却曲线后，它的前一次爆发结束于2001年获得的同一来源。
2017-12-06 astro-ph.HE
Evolution of Urca Pairs in the Crusts of Highly Magnetized Neutron Stars
本文报道了强磁场对改进的Urca过程中中微子发射的影响。结果表明，朗道能级对Urca对的影响会影响中微子发射光谱，并导致中微子发射的角度不对称。对于低磁场，朗道能级对冷却几乎没有影响。然而，随着场强的增加，电子化学势增加，导致Urca对可以存在的密度降低。对于中等场强，朗道能级分布和费米分布之间存在一种有趣的干涉。对于足够高的场强，整个电子能谱最终被限制在单个朗道能级，从而在发射光谱中产生显著的尖峰。
2022-08-20 astro-ph.HE
The Great Wall: Urca Cooling Layers in the Accreted NS Crust
吸积中的中子星拥有大量的天文观测数据，可以用来推断底层致密物质的性质。这些观测值对发生在吸积中子星（NS）地壳中的加热和冷却过程很敏感。在过去的几年里，电子俘获/β衰变（urca）循环可以在NS地壳内的高温下运行已经变得很明显。经历乌尔卡循环的核层可以在地壳深处发生的加热和乌尔卡层以上的区域之间形成一个热屏障，或长城。本文简要回顾了urca过程及其对吸积中子星观测的意义。
2018-02-19 astro-ph.HE
Continued cooling of the accretion-heated neutron star crust in the X-ray transient IGR J17480-2446 located in the globular cluster Terzan 5
我们提出了一个新的钱德拉观测（2016年7月进行）的中子星X射线瞬态IGR J17480-2446，位于球状星团Terzan 5。我们研究了这个系统中中子星地壳的持续冷却，该系统在2010年爆发时被加热。在IGR J17480-2446的最后一次观察后两年进行了这项新观察，因此，显著延长了冷却基线。我们重新分析了源的所有可用的钱德拉观测（但不包括Terzan 5中已知瞬变之一处于爆发状态的观测），并用我们的冷却代码NSCool拟合了获得的冷却曲线，这使得建模比以前对源进行的建模有了很大的改进。数据和我们的拟合模型表明，地壳仍然冷却约5.5年后爆发结束。中子星的地壳可能还没有达到壳核热平衡，预计会进一步冷却（这可以通过钱德拉在>5年内的额外观测来证实）。有趣的是，我们发现的迹象表明，热导率可能是相对较低的部分地壳相比，已推断为其他地壳冷却源，并初步建议，这一层可能位于周围的中子滴。这种差异的原因尚不清楚，但可能与IGR J17480-2446拥有一颗旋转相对缓慢的中子星（自旋为11 Hz），与已知或通常假设的其他冷却源相比，它具有相对较强的表面磁场（$10^{9-10}$高斯）。
2019-05-21 astro-ph.HE
Continued Neutron Star Crust Cooling of the 11 Hz X-Ray Pulsar in Terzan 5: A Challenge to Heating and Cooling Models?
2010年，球状星团Terzan 5中的瞬变中子星低质量X射线双星和11 Hz X射线脉冲星IGR J 17480 -2446表现出了为期11周的吸积爆发。钱德拉在爆发结束后的五个月内进行的观测显示，中子星的地壳在吸积阶段变得相当热，随后在静止状态下冷却。这为探测地壳的结构和组成提供了难得的机会。在这里，我们报告新的钱德拉观测泰山5，延长监测~2.2年进入平静。我们发现，热通量和中子星的温度继续下降，但仍然显着高于2010年吸积阶段之前测量的值。这表明地壳还没有热松弛，可能会继续冷却。这种行为是很难解释在我们目前的理解加热和冷却的瞬态吸积中子星。或者，静态发射可能已经稳定在一个较高的观测平衡水平（对于相同的内部温度），在这种情况下，中子星壳可能已经完全冷却。
2013-08-23 astro-ph.HE
Asymmetric accretion and thermal `mountains' in magnetized neutron star crusts
吸积中子星是连续引力波搜索的主要目标之一，因为不对称的吸积可能导致恒星地壳上的四极形变或“山”，这是以两倍于旋转频率发射引力波的源。引力波扭矩也可能影响恒星的自旋演化，可能决定了目前观测到的低质量X射线双星中中子星的自旋周期，并导致PSR J 1023 +0038吸积过程中观测到的自旋下降速率增加。先前的研究表明，中子星地壳中的变形反应层导致了热量和成分梯度，从而导致引力波发射。然而，对预期的不对称程度没有现实的限制。在本文中，我们考虑了一个自然的不对称源，即磁场，并计算了预期的密度和压力扰动，在地壳的吸积中子星。一般来说，我们发现只有中子星最外层的反应层受到强烈的扰动。我们估计的质量四极子一般都很小，不能解释PSR J1023+0038自旋下降速率的增加。然而，如果在地壳中存在低密度的强浅层热源，正如冷却观测所表明的那样，这些层将受到强烈的扰动，由此产生的四极可以解释观测到的PSR J1023+0038的自旋下降，并导致可观测到的引力波信号来自具有较高吸积率的系统。
2020-04-05 astro-ph.HE
Urca Cooling in Neutron Star Crusts and Oceans: Effects of Nuclear Excitations
原子核的激发态结构可以改变恒星环境中的核过程。在这项工作中，我们研究的影响，核激发Urca冷却（反复来回β衰变和电子捕获在一对核同位素）在地壳和海洋的中子星。我们首次给出了Urca过程中微子光度的表达式，它可以解释Urca对两个成员的激发态。我们使用我们的新公式与国家的最先进的原子核结构输入计算候选Urca冷却对中微子光度。我们的核输入包括最新的实验数据，并辅以使用投影壳模型的计算。我们发现，与以前的结果，只考虑基态的两个核对，我们计算的中微子光度不同的Urca对随环境温度的变化敏感，可以从根本上不同的一个过渡近似。
2021-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nuclear equation-of-state effects on the two-dimensional post-outburst thermal evolution of magnetized neutron-star crusts
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本文通过二维模拟研究核状态方程对磁化中子星壳层爆发后热演化的影响，发现EOS效应非简单光度重标，并建立可复现的敏感性基准。
2026-09-09 astro-ph.HE
Thermal Relaxation and Cooling of Quark Stars with a Strangelet Crust
在这篇文章中，我们将探讨孤立夸克星的冷却。这些天体由均匀的夸克物质核心构成，外壳由物质构成。为此，我们采用了两种地壳：（i）由遵循Baym-Pethick-Sutherland（BPS）状态方程（EoS）的纯核物质构成的地壳;（ii）由奇异夸克物质（奇异夸克）的块金构成的地壳。这两个模型都有麻省理工学院袋模型EoS描述的相同的夸克物质核心。我们的主要目的是量化奇异夸克壳对这些奇异恒星的冷却和弛豫时间的影响。我们还对夸克星的热弛豫进行了深入的研究，发现具有奇异夸克壳的天体具有明显不同的热弛豫时间。我们的研究还包括夸克核中色超导性的可能影响。
2021-12-29 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The Impact of Neutron Transfer Reactions on Heating and Cooling of Accreted Neutron Star Crusts
核反应加热和冷却吸积中子星的外壳，需要理解解释X射线爆发和瞬态吸积系统长期冷却的观测。最近有人提出，以前被忽视的中子转移反应可能在核过程中发挥重要作用。我们目前的结果，从完整的核网络计算，现在包括这些反应，并确定其对地壳成分，地壳杂质，加热和冷却的影响。我们发现，大量的中子转移反应确实发生，并影响地壳模型。特别是，我们确定了一种新类型的反应循环，通过交替的中子捕获和中子释放，穿插着中子转移，使一对原子核在核图表上达到平衡。虽然中子转移反应导致地壳模型预测的变化，需要在未来的研究中加以考虑，以前的结论有关加热，冷却和成分演变是非常强大的。
2021-12-21 astro-ph.HE nucl-th
Evidence for crust cooling in the transiently accreting 11-Hz X-ray pulsar in the globular cluster Terzan 5
瞬态吸积中子星壳的瞬时加热和随后的冷却携带着关于其结构和各种核反应过程的独特信息。我们报告了一个新的钱德拉主任的任意时间观测的球状星团泰山5，旨在监测瞬态吸积11赫兹X射线脉冲星IGR J 17480 -2446停止后，其最近的10周长的吸积爆发。在观测期间，进行了约125天的静止，源显示的热谱，适合中子星大气模型与观测者在无穷远的kT~92 eV的温度。这比大约75天前发现的低10%，但比最近爆发前测量的静止基准面高20%。这可以解释为吸积加热的中子星地壳的冷却，并意味着地壳冷却后，短期吸积插曲是可观察到的。与中子星热演化模拟的比较表明，大量的热量必须在中子星内部的浅深度释放，这是不占在目前的核加热模型。
2011-11-04 astro-ph.HE
Unexpected late-time temperature increase observed in two neutron star crust cooling sources -- XTE~J1701-462 and EXO~0748-676
作为中子星（NS）宿主的瞬态LMXB为探测NS地壳中存在的致密物质物理提供了极好的实验室。在LMXB的增生爆发期间，放热反应可能加热NS地壳，破坏壳核平衡。当爆发停止时，地壳冷却，与地核恢复热平衡。监测这种演变使我们能够探测地壳中的致密物质物理学。在爆发结束后的较晚时间，可以探测更深地壳层的性质。我们报告了LMXB中两个NS，XTE J1701-462和EXO 0748-676的意外后期温度演变（爆发结束后>2000天）。虽然这两个源表现出非常不同的爆发（在持续时间和平均吸积率方面），但它们在爆发结束后约2000天左右，在观测到的有效温度（发生在约700天的时间跨度内）中表现出异常陡峭的约7 eV的衰减。此外，在这种急剧衰减之后，它们都显示出更意想不到的温度上升~3 eV（在~500-2000天的时间段内）。对于XTE J1701-462和EXO 0748-676，该升高分别在2.4σ和8.5σ水平下显著。这种行为的物理解释是未知的，不能直接用冷却假说来解释。此外，这种观察到的演变也不能很好地解释低水平的吸积，而不援引许多假设。我们研究了理论加热和冷却模型中的潜在途径，这些模型可以重现这种不寻常的行为，到目前为止，已经在两个地壳冷却源中观察到这种行为。在其他NS地壳冷却源中，在类似的较晚时间没有观察到这种温度升高，尽管不能排除这可能是在如此晚的时间获得的采样不足的结果。
2020-05-25 astro-ph.HE
Disordered nuclear pasta, magnetic field decay, and crust cooling in neutron stars
在中子星的地壳底部附近，预计会有非球形的核面食。大规模的分子动力学模拟的面食显示长期存在的拓扑缺陷，可以增加电子散射，降低热和电导率。我们通过增加杂质参数Q_{imp}来模拟可能的低电导率面食层。对低质量X射线双星MXB 1659-29的光变曲线的预测，假设一个大的Q_{imp}，发现持续的晚期冷却与钱德拉观测结果一致。电导率和热导率可能是相关的。因此，对地壳冷却的观测可以提供关于中子星磁场的电导率和可能的衰减的见解（假设这些是由地壳中的电流支持的）。
2014-10-08 astro-ph.HE nucl-th
Precursor flares of short gamma-ray bursts from crust yielding due to tidal resonances in coalescing binaries of rotating, magnetized neutron stars
GW 170817和GRB 170817 A的同时探测表明，短伽马射线暴可能与中子星-中子星合并事件有关。虽然很罕见，但有些爆发显示出早期发射的情节，在主爆发之前的$\sim 10$秒内观察到前兆耀斑。当恒星因引力波发射而螺旋上升时，相互引潮力的作用导致恒星振荡模的激发，这些振荡模可能与轨道运动发生共振。模式振幅大幅增加，在一段时间的共振潮汐能沉积到恒星。中子星的地壳由于振荡而受到剪切应力，如果共振振幅足够大，可能会变得过度紧张。这种过度紧张可能导致断裂或地震，释放能量，从而在合并之前为前兆活动提供燃料。使用一些简单的麦克劳林球体模型，我们调查的磁场和快速旋转的潮汐强迫$f$ -和$r$ -模式的影响，并连接相关的本征频率与轨道频率相对应的前兆事件，例如，GRB 090510。
2020-03-27 astro-ph.HE
A cooling neutron star crust after recurrent outbursts: Modelling the accretion outburst history of Aql X-1
利用我们的中子星地壳冷却代码{ \tt NSCool}，我们跟踪了Aql X-1中中子星从1996年到2015年的完整吸积爆发历史的热演化。这是第一次，我们对许多爆发（检测到23次爆发）进行了集体和详细的建模。这使我们能够调查以前的爆发对内部温度演化的影响，并测试不同的中子星地壳冷却方案。Aql X-1是一个理想的测试源，因为它显示出频繁的，短暂的爆发和热主导的静止光谱。这个源头大约每年爆发一次，持续几个月。假设Aql X-1的静态{ \it Swift}/XRT观测可以在地壳冷却情景中得到解释（Waterhouse et al. 2016），我们发现三个主要结论。首先，我们的模型很好地再现了数据，如果包层成分和浅层加热参数允许在爆发之间改变。这是不是这种情况下，如果两个浅加热参数（强度和深度）是绑在整个吸积事件，支持早期的结果，浅层加热机制的属性是不恒定的爆发之间。其次，从我们的模型浅层加热不能连接到一个特定的光谱状态在爆发。第三，也是最重要的，我们发现Aql X-1中的中子星在爆发之间没有足够的时间冷却到壳核平衡，并且一次爆发期间的加热会影响下一次爆发的冷却曲线。
2018-04-06 astro-ph.HE
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
Impact of Pycnonuclear Fusion Uncertainties on the Cooling of Accreting Neutron Star Crusts
本文通过真实反应网络并耦合dStar热演化代码，首次量化密核融合速率不确定性对吸积中子星壳层加热深度、杂质因子及宁静期冷却曲线的影响。
2023-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Meta-stable low-level accretion rate states or neutron star crust cooling in the Be/X-ray transients V0332+53 and 4U 0115+63
Be/X射线瞬变V 0332 +53和4U 0115+63在2015年表现出巨大的II型爆发。在这里，我们介绍了在这些爆发结束时的Swift/XRT后续观察。令人惊讶的是，这些光源并没有衰减回到它们已知的静止水平，而是停滞在一个（缓慢衰减的）亚稳态，其亮度是静止时观察到的亮度的10倍。在这些状态下的光谱比爆发光谱要软得多，并且在光度降低时会出现软化。这些亚稳态背后的物理机制尚不清楚，它们可能是由于低水平的吸积（直接在中子星或其磁层上）或由于吸积加热的中子星地壳的冷却。根据光谱，缓慢下降的光度，和光谱软化，我们赞成地壳冷却假说，但我们不能排除吸积的情况。在这种亚稳定状态之上，观察到发生在近星点通过时的弱吸积事件，因此可能与定期的I型爆发有关。
2016-05-12 astro-ph.HE
Calculation of thermal conductivity coefficients for magnetized neutron star
在考虑简并度的玻尔兹曼方程解的基础上，计算了决定中子星壳中电子热传递和扩散的系数。
2013-04-23 astro-ph.HE
Cooling of Accretion-Heated Neutron Stars
我们提出了一个简短的，观察审查的吸积加热的中子星的冷却行为的研究和推论的中子星地壳和核心，已从这些研究中获得。爆发期间物质的吸积可以加热地壳，使之脱离与地核的热平衡，在吸积事件结束后，地壳将冷却下来，直到恢复地壳-地核平衡。我们讨论了观测到的地壳冷却源的性质和已经了解到的中子星地壳的物理。我们也简要地讨论了那些在爆发结束后很久才被观测到的系统，也就是说，在地壳和地核预计处于热平衡的时候。表面温度是核心温度的直接探测器。通过比较基于目标吸积历史估计的预期温度与观测温度，可以研究中子星核心的物理学。最后，我们讨论了强磁化中子星的类似研究，其中磁场可能在加热和冷却的中子星中发挥重要作用。
2017-09-20 astro-ph.HE
Cooling of neutron stars in soft X-ray transients with realistic crust composition
针对软X射线暂现源中宁静态中子星的冷却问题，使用基于热核灰烬成分的热力学一致新地壳模型模拟其热演化，并与传统模型及两个源的观测对比，发现新旧模型解释能力相似，均需额外因素拟合观测。
2024-11-21 astro-ph.HE
Potential cooling of an accretion-heated neutron star crust in the low-mass X-ray binary 1RXS J180408.9-342058
我们已经监测到瞬态中子星低质量X射线双星1 RXS J180408.9-342058在2015年爆发约4.5个月后处于静止状态。使用Swift和XMM-Newton观测了该源。其X射线光谱主要由热成分组成。热演化表明，在静止期的~8 ~379 d之间，X射线光度从~18 x 10^32逐渐衰减到~4 x 10^32（D/5.8 kpc）^2 erg s^{-1}，推测的中子星表面温度（对于无穷远处的观测者，使用中子星大气模型）从~100 eV下降到~71 eV。这可以解释为吸积加热的中子星地壳的冷却。模拟观测到的温度曲线（使用NSCOOL）表明，除了标准的深地壳加热外，该源还需要约1.9 MeV的每个吸积核子的浅层加热来解释其热演化。或者，衰变也可以在没有深部地壳加热的情况下进行建模，只需要一个浅层热源（每个吸积核子需要约1.9 MeV）。然而，XMM-Newton数据在统计上需要额外的幂律分量。在0.5-10千电子伏能量范围内，这一成分占未吸收总通量的约30%。该成分的物理来源不明。一种可能性是它来自低水平的吸积。光谱中存在这种成分使我们对冷却地壳的解释变得复杂，因为它可能表明我们观察到的平滑的光度和温度衰减曲线可能不是由于地壳冷却，而是由于其他一些过程。
2017-02-13 astro-ph.HE
Neutron star crust cooling in the Terzan 5 X-ray transient Swift J174805.3-244637
当中子星存在于短暂的X射线双星中时，它们的地壳层在吸积爆发期间变热，随后在静止时变冷。观测和模拟这种热响应，对中子星壳的物理性质产生了有价值的见解。然而，一个尚未解决的问题是在几个中子星的证据，一个额外的能源，位于地壳的浅深度，这是不占标准加热模型。它的起源仍然令人费解，目前还不清楚这种额外的加热是否发生在所有的中子星中，以及大小是否总是相同的。在这里，我们报告钱德拉观测，涵盖了2012年爆发的瞬态中子星X射线二进制斯威夫特J174805.3-244637在球状星团泰山5。中子星的温度在其8周吸积期后的头两个月内升高，但在100天内衰减到爆发前的水平。解释为快速冷却的吸积加热地壳，我们的模型与热演化代码所观察到的温度曲线。我们发现，有没有必要调用浅加热这个中子星，虽然额外的能量释放高达~1.4兆电子伏/核子是允许的当前数据（2西格玛置信度）。我们还提供了Terzan 5中11 Hz X射线脉冲星IGR J17480-2446的地壳冷却曲线上的两个新数据点，该脉冲星于2010年活跃。这颗中子星的温度仍然明显高于其爆发前的水平，但自2013年2月的测量以来，我们没有检测到温度变化。这与爆发后几年预计的冷却速度较慢是一致的。
2015-05-26 astro-ph.HE
Effect of strong magnetic fields on the crust-core transition and inner crust of neutron stars
本文用弗拉索夫方程确定了考虑核子反常磁矩的磁化核物质和中性恒星物质本征模的色散关系。的形式主义是适用于动力学的旋节，一个量，给出了一个很好的估计，在中子星的壳核过渡的确定。本文研究了$10^{15}-10^{17}$ G量级的强磁场对磁化中子星地壳伸展的影响。在相对论平均场模型下确定了中子-质子-电子（$npe$）物质在欠饱和密度下的动力学不稳定区。结果表明，强磁场对不稳定区有很大的影响，壳核转换是由于新朗道能级的开启而导致的一系列稳定区和不稳定区。对于大于10 $^{15}$ G的磁场，反常磁矩的影响不可忽略。过渡区地壳的复杂性和地壳厚度的增加可能直接影响与地壳有关的中子星的性质。
2017-04-02 astro-ph.HE nucl-th
Study of Magnetized accretion flow with cooling processes
本文研究了中子星磁化吸积流/漏斗流中的激波，分别采用韧致辐射冷却和回旋冷却。所有的吸积解都以靠近中子星表面的激波终止，但是在参数空间的某些区域，它还包含远离恒星表面的第二激波。我们发现，回旋加速器冷却对于匹配表面边界条件的正确吸积解是必要的。
2018-02-16 astro-ph.HE
Thermodynamic Functions of Magnetized Coulomb Crystals
在磁场$B$和温度$T$范围内，通过数值积分计算了磁化体心立方库仑晶体三个声子谱分支的自由能、内能和比热，得到了$0 \le ω_{\rm B}/ω_{\rm p}\le 10^3$和$10^{-4} \le T/T_{\rm p} \le 10^4$ .在这种情况下，$ω_{\rm B}$是离子回旋频率，$ω_{\rm p}$和$T_{\rm p}$分别是离子等离子体频率和等离子体温度。数值计算的结果近似的简单的解析公式。为了说明，这些公式被用来分析在一个强磁场的中子星地壳的热容量的行为。在模拟磁星和强磁场中子星的各种观测现象时，需要磁化中子星壳的热力学函数。
2013-07-09 astro-ph.HE
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
Constraints on the symmetry energy from observational probes of the neutron star crust
许多观测到的与单个中子星系统或中子星群体相关的现象都可以在模型中找到解释，其中中子星壳起着重要的作用。我们回顾了最近的工作，检查这种模型的对称性能量$L$的斜率的敏感性，和约束提取$L$面对他们的意见。我们重点关注六组观察结果和提出的解释：（i）仙后座A中中子星的冷却速率，面对冷却模型，其中包括内地壳核团区的增强冷却，（ii）年轻X射线星观测周期的上限，面对由核团层的高电阻率引起的地壳中磁场衰减的模型，（iii）船帆座脉冲星的故障，面对的范例是，它们是由于地壳中子超流体与地壳晶格在一段时间后突然重新耦合而产生的，在这段时间内，它们由于涡旋钉扎而解耦，（iv）软伽马射线中继器的巨型耀斑的X射线光变曲线尾部的准周期振荡频率，对抗地壳扭转振荡的模型，（v）由于来自双星伴星的吸积，毫秒级恒星可以旋转的频率上限，对抗r型不稳定性在阈值频率以上产生的模型，该阈值频率部分地由壳核边界处的粘性耗散时标确定，以及（vi）观测到短伽马射线暴前几秒钟的前兆电磁耀斑，面对一个地壳破碎模型，该模型是由一颗伴中子星在合并前的潮汐引力场共振激发地壳振荡模式造成的。
2015-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR 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
Consistent accretion-induced heating of the neutron-star crust in MXB 1659-29 during two different outbursts
监测在吸积爆发期间被加热的中子星壳的冷却，使我们能够推断出壳中存在的致密物质的物理性质。我们研究了低质量X射线双星MXB 1659-29在其2015年爆发（以下称为爆发II）结束后约505天的地壳冷却演化，并将其与我们在1999年爆发（以下称为爆发I）后观察到的情况进行了比较，使用从斯威夫特，XMM-牛顿和钱德拉天文台获得的数据。观测到的MXB 1659-29中中子星的有效表面温度从爆发II结束后的约12天下降到约505天，从约92 eV降至约56 eV。第二次爆发后最近进行的观测表明，地壳接近于恢复与地核的热平衡。我们对两次爆发的地壳加热和冷却进行了建模，以了解每次爆发可能改变的参数的影响（例如，平均吸积率、爆发长度、爆发结束时中子星的包络组成）和可以假设在这两次爆发期间保持相同的那些（例如，即中子星的质量、半径）。我们的模型表明，所有参数是一致的两次爆发之间没有任何显着的变化。特别是，强度和深度的浅层加热机制在工作中（在地壳中）被推断为是相同的，在两次爆发，相反，已被发现时，模拟冷却曲线后，多次爆发的另一个来源，MAXI J 0556 -332。源行为的这种差异尚不清楚。我们讨论了我们的结果在我们目前的背景下，冷却的吸积加热的中子星地壳的理解，特别是在无法解释的浅层加热机制。
2018-10-12 astro-ph.HE
Crust composition and the Shallow Heat Source in KS 1731-260
本研究通过真实壳层成分与核反应网络计算的热源模型分析吸积中子星KS 1731-260的冷却，发现浅热源所需强度较此前降低3倍以上（5σ差异），还推断内壳存在不纯核意面层并约束了其表面燃烧模式。
2025-10-03 astro-ph.HE
Spin-down of a pulsar with a yielding crust
针对长周期脉冲星PSR J0901-4046，研究指出即使外壳层屈服，中子星自转减慢仍可通过深层刚性层中的电磁力维持，且速率不变，其固态铁表面能承受制动应力。
2024-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
$β$-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
Constraints on Neutron Star Crusts From Oscillations in Giant Flares
我们发现，基本的地震剪切模式，观察到作为一个准周期振荡的巨大耀斑发射的高磁化中子星，是特别敏感的核物理的地壳。将~ 30 Hz的振荡识别为基本地壳剪切模式需要核对称能量，该能量对饱和附近密度的依赖非常弱。如果核对称能量随密度变化更强烈，那么以前被认为是流体核心的扭转阿尔芬模式的低频振荡可能与地壳有关。如果是这样的话，那么未来对巨大耀斑的观测应该会检测到18 Hz左右的振荡。铅的中子皮厚度的精确测量也将约束由模型预测的频率。
2009-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Magnetized neutron stars with superconducting cores: Effect of entrainment
我们用迭代数值方法构造磁化双流体中子星的平衡组态。在牛顿理论框架下，我们假设中子星有两个区域：核和壳，核是由II型超导质子和超流中子组成的双组分流体，壳是由正常物质组成的区域。采取一个新的步骤，更完整的平衡模型，我们包括夹带的影响，这意味着一个磁力作用在中子上，太。我们认为纯粹的极向场的情况下，并提出了改进的早期数值方案求解平衡方程，通过引入新的收敛标准。我们发现，夹带的结果在沿磁轴的磁力线结构的质的差异。
2015-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the deep-crustal heating model using quiescent neutron-star very-faint X-ray transients and the possibility of partially accreted crusts in accreting neutron stars
假设LMXB中的吸积中子星（NS）由于吸积物质对现有地壳的压缩而被加热，从而在地壳中引起核反应。已经表明，大部分能量是通过涉及低Z元素的致密核反应在地壳深处释放的。我们讨论了在非常微弱的X射线瞬态（VFXTs;那些峰值X射线亮度<1 E36 erg/s）的NS是否可以用来测试这个模型。不幸的是，我们不能最终回答这个问题，因为我们对这些VFXTs的吸积速率历史的估计存在很大的不确定性，无论是短期（不到几万年）还是整个生命周期。后者很重要，因为它可能非常低，以至于NS可能没有吸积足够的物质来变得足够大，以至于增强的冷却过程变得活跃。因此，与已经推断出这种增强的冷却处理的其他系统相比，它们可能相对温暖。然而，物质的量也不能太低，因为地壳可能没有被增生物质大量取代，因此可能存在部分增生和部分原始物质的混合地壳，尽管进一步压缩。这将抑制所有的浓缩核反应的发生，从而很可能减少沉积在地壳中的热量。此外，还需要更好地了解混合地壳如何影响导热性等其他性质。我们还表明，一些个别的NS LMXB可能有混合结壳以及NS在HMXB。当研究这些系统在静止时的冷却特性时，必须考虑到这一点。我们表明，VFXTs可能不是主导的瞬态，是与最明亮的低光度X射线源在球状星团的假设。
2013-04-11 astro-ph.HE
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
Magnetized relativistic stellar models in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
考虑了在Eddington激发的Born-Infeld（EiBI）引力下中子星内部的磁场结构.为了构造磁场，我们推导了EiBI中的相对论Grad-Shafranov方程，并以内部磁场应与外部分布相连接的方式数值确定了磁场分布。然后，我们发现EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布在性质上是相似的，其中EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布的偏差几乎可以与中子星物质状态方程引起的不确定性相比拟.然而，我们也发现地壳区的磁场几乎与EiBI中的耦合常数无关，这表明通过对地壳区相关现象的观测，可以获得与引力理论无关的地壳物态方程信息.无论如何，由于EiBI引力在磁场上的印记很弱，考虑到许多磁不确定性，磁场可能是引力理论的一个糟糕的探测器。
2015-03-30 astro-ph.HE gr-qc
Luminosity and cooling of highly magnetized white dwarfs: suppression of luminosity by strong magnetic fields
我们研究了具有电子简并核心和非简并表面层的高度磁化的白矮星的亮度和冷却，其中冷却通过光子扩散发生。在牛顿框架下，通过求解静磁平衡方程和光子扩散方程，得到了白矮星表面层或包层的温度和密度分布。我们还得到了在核壳界面处的白矮星的性质，当核被假定为实际等温时。随着磁场的增大，界面温度升高，界面半径减小。对于一个给定的白矮星年龄和固定的界面半径或界面温度，我们发现，光度显着减少从约$10^{-6}\, L_{\odot}$到$10^{-9}\, L_{\odot}$的磁场强度从约$10^9$增加到$10^{12}\,$ G的界面，因此信封。这是值得注意的，因为它认为磁化的白矮星更暗，实际上可以隐藏在观察到的赫兹普龙-罗素图中。我们还发现了对应于这些光度的冷却速率。有趣的是，对于所考虑的场，温度随时间的降低并不明显。
2018-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetic Field Evolution of Neutron Stars I: Basic formalism, numerical techniques, and first results
本文研究了轴对称强磁化中子星内部磁场的演化。我们数值模拟了核壳耦合场的演化。我们的程序模拟了地壳中的霍尔漂移和欧姆效应、地壳磁致弹性形变对磁场的反作用、地壳与地核之间的磁扭转交换以及地核内超导通量管的漂移。正确的磁流体平衡是在核心中实施的。我们发现：（1）Gourgouliatos和Cumming在地壳中发现的Hall吸引子，对于B场进入地核的组态也存在。然而，演化的时间尺度的核心穿透领域是显着不同的领域局限于地壳。ii）如果地壳是热的（$T\sim2\times10^8$ K），琼斯的通量管漂移和地壳中的欧姆耗散的组合可以在$150$ Myr的时间尺度上耗尽脉冲星磁场，但是对于冷的中子星，例如再循环的中子星，作用在慢得多的时间尺度上（$\sim 1.8 $ Gyr，取决于杂质水平）。（3）年轻的高磁化脉冲星在快速自旋下降过程中，超流涡旋的向外运动会导致部分磁通量从核心排出，当$B\lesssim 10^{13}$ G.然而，对于$B\gtrsim2\times 10^{13}$ G，更强的磁场和更长的自旋周期的组合意味着核心场不能被驱逐。
2017-09-25 astro-ph.HE
Further X-ray observations of EXO 0748-676 in quiescence: evidence for a cooling neutron star crust
在2008年末，准持久性中子星X射线瞬变和食双星EXO 0748-676开始从爆发到平静的转变，在此之前它已经活跃地吸积了24年多。在以前的工作中，我们讨论了钱德拉和斯威夫特的意见，在第一个五个月后，这种转变。在这里，我们报告了EXO 0748-676的进一步X射线观测，将静态监测延长到1.6年。钱德拉和XMM-牛顿数据揭示了静态X射线光谱组成的软，热的组成部分，是很好地拟合的中子星大气模型。一个额外的硬幂律尾检测到随时间的变化非单调，占总未吸收的0.5-10千电子伏通量的4%和20%之间。钱德拉、XMM-牛顿和雨燕的组合数据显示，热辐射光度从~ 1 E34衰减到6 E33（D/7.4 kpc）^2 erg/s，而推断的中子星有效温度从~124 eV下降到109 eV。我们解释所观察到的衰变冷却的中子星地壳，并表明，分数静止温度变化的EXO 0748-676是明显小于观察到的其他三个中子星X射线双星经历了长时间的吸积爆发。
2010-10-01 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
Short-period pulsar oscillations following a glitch
在一个小故障之后，中子星外核的地壳和磁化等离子体被认为在几秒钟内通过类似于经典埃克曼泵送的过程迅速建立了共同旋转的状态。然而，在理想磁流体力学中，共转的最终状态与系统的能量守恒不一致。我们证明，在完成后的Ekman的旋转，磁惯性波继续传播整个恒星，激发地壳和等离子体的扭转振荡。地壳振荡是不规则的准周期性振荡，主频为秒级。地壳振荡在经过一个阿尔文穿越时间后开始，在磁极处大约半分钟，随后在大约一个小时内被电子粘性阻尼。在快速旋转的恒星中，核心的磁惯性谱接近连续谱，而地壳的振荡被共振吸收所阻尼，类似于磁星中的准周期振荡。预测的振荡不太可能在现有射电望远镜的定时数据中观察到，但可能在下一代望远镜阵列中可见。
2014-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Crust cooling of the neutron star in Aql X-1: Different depth and magnitude of shallow heating during similar accretion outbursts
中子星壳的结构和组成对中子星的热演化和磁演化起着重要作用，从而决定了中子星的观测性质。研究地壳性质的一种方法是测量它在低质量X射线双星（LMXB）的吸积爆发期间被加热后如何冷却。这些研究表明，有一个诱人的热源，目前来源不明，位于地壳外层，其强度因不同来源和不同爆发而异。为了理解这种“浅层加热”背后的机制，我们介绍了钱德拉和斯威夫特对中子星LMXB Aql X-1的观测，这是在其明亮的2016年爆发后获得的。我们发现，中子星的温度最初要低得多，并且在2013年爆发后开始下降，尽管这两次爆发的性质非常相似。将我们的数据与热演化模拟进行比较，我们推断2016年爆发期间浅层加热的深度和幅度必须比2013年大得多。这意味着，基本的中子星参数，不改变爆发之间，不发挥强大的作用，在浅层加热。此外，它表明，具有类似吸积形态的爆发可以引起非常不同的浅层加热。我们还讨论了2016年爆发后静态演化差异的其他解释。
2019-07-16 astro-ph.HE
The thermal state of KS 1731-260 after 14.5 years in quiescence
吸积加热的中子星的地壳冷却提供了对中子星恒星内部的深入了解。中子星X射线瞬变，KS~1731 $-$ 260，在2001年恢复平静之前爆发了12.5年。从那时起，我们通过{ \it钱德拉}和{ \it XMM-牛顿}观测监测了该源的冷却。在这里，我们介绍了2015年8月拍摄的KS~1731 $-$ 260的150 ks { \it Chandra}观测，大约14.5年进入平静期，距离上次观测6年。我们发现，中子星表面温度与以前的观测结果一致，这表明地壳冷却可能已经停止，地壳已经达到热平衡的核心。使用理论地壳热演化代码，我们拟合观测到的冷却曲线，并限制核心温度（T $_c = 9.35\pm0.25\times10^7$ K），成分（Q $_{imp} = 4.4^{+2.2}_{-0.5}$）和水平的额外的浅层加热所需的（Q $_{sh} = 1.36\pm0.18$ MeV/核子）。我们发现，低导热系数层的存在下，预期从核面食，不需要拟合的冷却曲线，但也不能排除。
2016-10-03 astro-ph.HE
Constraining the properties of neutron star crusts with the transient low-mass X-ray binary Aql X-1
Aql X-1是一颗多产的瞬变中子星低质量X射线双星，大约每年都会发生一次吸积爆发。在间歇期探测到的热X射线是中子星冷却的结果，还是由于持续的低水平吸积，目前还不清楚。在这项工作中，我们使用了2011年和2013年长而明亮的爆发后获得的雨燕数据，以及2015年短暂而微弱的爆发，以研究吸积加热的中子星地壳的冷却主导Aql X-1的静态热发射的假设。我们证明了X射线光变曲线和测量的中子星表面温度与地壳冷却范式的预期是一致的。通过使用热演化程序，我们发现~1.2-3.2 MeV/核子的浅层热释放很好地描述了观测数据，这取决于假设的质量吸积率和恒星核心温度。我们没有发现不同的证据表明，这种浅层加热强度不同的爆发后，但这可能是由于数据的局限性。我们认为，监测Aql X-1长达1年的未来爆发后，可以是一个强大的工具，打破模型退化和解决悬而未决的问题的规模，深度和起源浅加热中子星壳。
2015-12-18 astro-ph.HE
