Superfluidity and Superconductivity in Neutron Stars
N. Chamel
中子星是核心坍缩超新星爆炸后的致密恒星残骸，是探索极端条件下物质新相的独特宇宙实验室。特别是，超流性和超导性在中子星中的发生将被简要地回顾。
Neutron stars, the compact stellar remnants of core-collapse supernova explosions, are unique cosmic laboratories for exploring novel phases of matter under extreme conditions. In particular, the occurrence of superfluidity and superconductivity in neutron stars will be briefly reviewed.
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
Superfluidity and Superconductivity in Neutron Stars
这篇综述集中在中子星中超流性和超导性的应用，从核子超流体中的配对的微观物理到中子星中超流性的宏观表现。对配对、涡度和相互摩擦的基础知识的阐述可以作为这门学科的入门。我们还回顾了最近感兴趣的一些主题，包括各种类型的钉扎涡旋，毛刺，和振荡的中子星包含重子物质的超流相。
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。
The neutron star in Cassiopeia A: equation of state, superfluidity, and Joule heating
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。
Superfluidity and entrainment in neutron-star crusts
尽管没有粘性阻力，中子超流体渗透的内壳的中子星仍然可以强烈耦合到核由于非耗散夹带效应。在固体能带理论的框架下，系统地研究了非吸积冷中子星内壳各区域的中子超流和卷吸。它表明，在中间层的内地壳的一个大部分的“自由”中子实际上是由地壳夹带。这些结果表明，对许多可观测到的天体物理现象的解释进行修订可能是必要的。
Effect of superfluidity on neutron star crustal oscillations
我们考虑了中子星壳中滴入中子的超流性如何影响壳的基本扭转振荡的频率。滴入中子中不可忽略的超流部分不随原子核运动，它的作用是降低焓密度，从而提高振荡频率。假设软γ中继器巨耀斑中观测到的准周期振荡是由基本扭转振荡引起的，并且假设中子星的质量和半径在1.4 < M/M_SUN < 1.8和10 km < R < 14 km的范围内，我们将对称能的密度导数限制为100 MeV < L < 130 MeV，这比忽略超流性导出的L > 50 MeV的结果要精确得多。
Singlet S-wave superfluidity of proton in neutron star matter
研究了中子星物质中可能存在的$^{1}S_{0}$质子超流性，并基于BCS能隙方程计算了相应的能隙随重子密度的变化。我们特别讨论了超子自由度对$^{1}S_{0}$质子超流性的影响。结果表明，超子的出现导致$^{1}S_{0}$质子对能隙在现有$^{1}S_{0}$质子超流性的大部分密度范围内略有减小。当重子密度为0.377（或0.409）fmPDMATHABMO时，$^{1}S_{0}$质子对的能隙明显大于对应的无超子的值.超子的出现拓宽了现有$^{1}S_{0}$质子超流性的重子密度范围。结果表明，超子不仅改变了中子星物质中$^{1}S_{0}$质子超流性的物态方程和体性质，而且改变了质子超流性的大小和重子密度范围。
Theoretical Constraints on Neutron Star Superfluidity from Her X-1 Precession
Her X-1的观测揭示了其35天超轨道周期中通量、偏振度和偏振角的相关性，表明超流体内壳的进动可能由近自由进动驱动，这对超流体动力学提出了新的挑战。
Superfluidity in the Interiors of Neutron Stars
本文回顾中子星内部结构理论，论证超流性存在，探讨其对脉冲星旋转动力学及计时历史的影响，并讨论超流-超导混合物特性与涡旋磁性结构。
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。
Unified description of neutron superfluidity in the neutron-star crust with analogy to anisotropic multi-band BCS superconductors
传统上研究中子星内壳的中子超流性时，考虑的是均匀的中子物质或球形Wigner-Seitz盒中的少量核子。与最近发现的多带超导体相类比，我们求解了各向异性多带BCS带隙方程和Bloch边界条件，从而提供了一个统一的描述，同时考虑到自由中子和核团簇。我们用Hartree-Fock-Bogoliubov核质量模型HFB-16的有效相互作用进行了计算。我们已经发现，即使存在的不均匀性降低了中子配对间隙，减少是远远低于以前的计算预测使用维格纳-塞茨近似。我们研究了超流性随温度升高而消失的现象。作为应用，我们计算了中子比热，这是模拟新生中子星热演化的重要组成部分。这一工作为中子星壳中超流性的实际计算提供了一个新的方案。
Constraining neutron superfluidity with $r$-mode physics
利用最近提出的$r$ -模共振稳定效应，我们对中子星核中的中子超流性参数进行了约束。为此，我们，第一次，计算有限温度$r$模式光谱的现实模型的旋转超流中子星，占在其内部的μ子和中子质子夹带。我们发现，普通（正常）的$r$模式的展品避免交叉与超流$r$模式在某些恒星的温度和自旋频率。在避免的交叉点附近，正常的$r$模式强烈地消散，这导致那里的$r$模式不稳定性的实质性抑制。避免交叉的中子超流模型的位置的极端敏感性，使我们能够约束后者面对的计算光谱与观测的快速旋转的中子星在低质量的X射线双星。
Gapless superfluidity in neutron stars: Normal-fluid fraction
本研究基于含时核能密度泛函理论，探究中子星无隙超流的流体动力学性质，推导了中子-质子超流混合物正常流体质量份额的解析公式并给出数值结果，揭示中子星动力学可能更复杂。
Gapless neutron superfluidity can explain the late time cooling of transiently accreting neutron stars
研究通过考虑中子超流中的无能隙态，解释了暂态吸积中子星在低质量X射线双星中晚期冷却现象，展示了中子超流对热弛豫的延迟作用。
A Proposal for Detecting Superfluidity in Neutron Stars
基于文[1]提出的GW色散关系，我们研究了中子星中的超流性（SF）对引力波（GW）的可能反射。根据这一设想，提出了一个实验方案，以探测预期的SF在中子星的GW检测的手段。考虑了两类双星系统，即中子星-黑洞系统和中子星双星系统，并施加了弱引力场条件。GW反射引起的总信号上的不可忽略的调制被发现，这有助于从原始正弦信号的幅度和相位变化区分。此外，我们表明，这是可能的调制被宇宙探测器和爱因斯坦望远镜在$100\,\mbox{Mpc}$。这些信号的识别可以表明长期以来在中子星中寻找的SF的存在以及奇异的超流诱导的GW反射。
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。
Superfluidity in Disordered Neutron Stars Crusts
中微子通过液-固转变冷却所施加的非平衡条件导致中子星的固体地壳中的无序。当密度高于中子滴密度$ρ_d \approx 4\times 10^{11}\,g/cm^3$时，无序会降低超流部分$ρ_s/ρ$。对于非晶态固体地壳，除了地壳的最高密度区域外，$ρ_s$的抑制很小。与晶体地壳中相干布拉格散射预测的中子传导的强烈减少相反，无序的固体地壳支持足够的中子超流密度来解释脉冲星故障。
Constraining Superfluidity in Dense Matter from the Cooling of Isolated Neutron Stars
我们提出了一个定量分析的超流性和超导性的致密物质的孤立中子星的最小冷却模型的背景下的观察。我们的新方法产生的最佳拟合的中子三重态超流体临界温度，最佳拟合的质子单线态超导临界温度，以及它们相关的统计不确定性。我们发现中子三重态的临界温度可能是$2.09^{+4.37}_{-1.41} \times 10^{8}$ K，质子单重态的临界温度可能是$7.59^{+2.48}_{-5.81} \times 10^{9}$ K。然而，我们也表明，这一结果只适用于船帆座中子星不包括在数据集。如果将船帆座也包括在内，则空隙会显着增加，以试图重现船帆座年轻时较低的温度。进一步包括被认为具有碳气氛的中子星会增加中子临界温度并降低质子临界温度。我们的方法表明，对孤立的中子星的持续观测可以定量地限制致密物质中超流性的性质。
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。
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。
Gapless neutron superfluidity in the crust of the accreting neutron stars KS 1731-260 and MXB 1659-29
针对暂现吸积中子星爆发后热演化的解释难题，本研究引入涡旋钉扎导致的无隙超流相，通过考虑中子扩散的马尔可夫链蒙特卡洛模拟验证其能更好拟合观测冷却数据，并给出可检验的预测。
r-mode instability of neutron stars in low-mass X-ray binaries: effects of Fermi surface depletion and superfluidity of dense matter
核子间的核子-核子关联导致了稠密核物质动量分布中的费米面亏损，用$Z$因子来度量。研究了费米表面耗尽效应（$Z$ -因子效应）及其淬灭的中子三重态超流性在中子星（NS）粘滞性和引力波驱动的$r$ -模不稳定性中的作用。这两种效应都降低了体相粘度，特别是低温下的超流效应，它也能够降低NS的推断核心温度。有趣的是，由于中子超流性的存在，已知低质量X射线双星（LMXB）的核温度明显分为高温和低温两组，分别对应于核动力爆发重现时间短和长的核温度。然而，这些LMXB中的大量NS仍然位于$r$模式不稳定区域中。如果密度相关的对称能足够刚性，直接Urca过程的发生将使推断的核心温度降低约一个数量级。相应地，预报与观测之间的矛盾在一定程度上得到了缓解，但仍有部分NS处于不稳定区域内。
Reexamining Ginzburg-Landau theory for neutron $^3P_2$ superfluidity in neutron stars
Ginzburg-Landau（GL）有效理论是研究临界温度附近超导电性或超流性的有效工具，通常用序参量展开到4阶就足以描述二级相变。本文讨论了与中子星内部有关的中子$^{3}P_{2}$超流性的GL方程。我们导出了凝聚体中的GL展开式，直到8阶，并且发现这一阶对于系统具有唯一的基态是必要的，不同于通常的情况。从高密度下两个中子间的主要吸引力$LS$势出发，采用辅助场方法和Nambu-Gor'kov表象，导出了GL方程的路径积分形式.对GL方程推导过程中所需的迹计算进行了详细的描述。作为数值计算的结果，我们给出了中子$^{3}P_{2}$超流在温度和磁场平面上的相图，发现8阶项导致一阶相变，它的存在在Bogoliubov-de Gennes方程中被预测，但迄今为止在GL展开到6阶的框架内还没有发现。序相变将影响中子星的内部结构。
Gapless superfluidity in neutron stars: Thermal properties
本文研究了中子星内部超流中子和超导质子的热性质，发现即使准粒子激发能谱无能隙，超流参数仍保持有限，且特定热容在低温下不呈指数衰减，为中子星冷却模拟提供了通用分析公式。
Effects of strong magnetic fields on neutron $^{3}P_{2}$ superfluidity with spin-orbit interactions
讨论了强磁场（磁星）中中子星核的中子$^{3}P_{2}$相。中子$^{3}P_{2}$配对提供了各种各样的凝聚体，例如单轴双折射和（D $_{2}$和D $_{4}$）双轴双折射，具有源于自旋和动量组合的不同对称性。基于中子的自旋-轨道角动量耦合和自旋-磁场耦合，导出了含有高次磁场项的Ginzburg-Landau方程。研究了中子$^{3}P_{2}$超流性相图，发现磁场的高阶项扩展了D $_{2}$双轴超流性相.我们还讨论了它的热力学性质、热容和自旋磁化率。
Quiescent luminosities of accreting neutron stars with different equation of states
我们用几个状态方程模拟了吸积中子星的静态光度，包括π凝聚和超流性的影响。作为与观测结果比较的结果，我们表明，Togashi EoS的结果（强烈的直接Urca过程被禁止）和TM 1 e EoS（直接Urca过程的质量是$2.06 M_\odot$）可以通过考虑π凝聚和超流性的影响很好地解释观测结果，而LS 220 EoS和TM 1 EoS考虑了重子直接Urca过程和超流性的影响，能很好地解释观测结果。此外，我们还将计算结果与一颗平均质量吸积率较低的中子星RX J 0812.4 -3114的观测结果进行了比较（$\langle\dot{M}\rangle\sim(4-15)\times 10^{-12}~M_\odot ~\rm yr^{-1}$）但热光度高（$L_q^\infty\sim(0.6-3)\times10^{33}~\rm erg ~ s^{-1}$），我们认为，低质量的中子星（$<1M_\odot$）能解释RX J0812.4-3114热光度观测的下限，这与以前的工作~ \cite{Zhao2019}定性一致。然而，要解释它的上限，除了标准的地壳深部加热之外，可能还需要一些其他的加热机制。
Superfluidity in nuclear systems and neutron stars
核物质和有限核通过形成库珀对而表现出超流性。我们回顾了微观理论和方法，被用来了解超流核系统的基本性质，重点是空间扩展的物质遇到的中子星，超新星信封，和核碰撞。我们对量子多体方法的综述包括采用格林函数、相关基函数和量子态的蒙特卡罗采样的技术。关于经验实现的核子和强子超流体，这篇评论的重点是已经取得的进展，对它们的性质在微观理论的水平上的定量理解配对，重点是冷凝物存在的条件下盛行的中子星内部。这些包括内地壳中的中子的单线态$S$波配对，以及量子流体内部的单线态- $S$质子配对和三重态耦合的$P$ - $F$波中子配对。此外，弱相互作用率在中子星超流体的格林函数形式主义的计算进行了详细检查。最后，我们讨论了核系统中的量子涡旋态及其在中子星超流体内部的动力学。
Microscopic Study of ${}^1{S_0}$ Superfluidity in Dilute Neutron Matter
用关联BCS方法研究了稀中子物质的单重态$S$波超流性。首先，采用关联基函数（CBF）方法，采用Argonne $V_{18}$势的${}^1{S_0}$和${}^3P$分量，在最低团簇阶下计算了正常中子物质的物态方程（EOS），并采用Jastrow型关联函数.然后用阿贡$V_{18}$势的相应分量和最佳确定的关联函数计算了${}^1{S_0}$超流间隙。我们的结果上的关联函数的选择形式的依赖性进行了研究，并研究了$P$波通道的作用。在比较有意义的情况下，该简化方案中获得的${}^1{S_0}$间隙值与类似和更精细的显微镜方法的结果一致。
Thermal states of neutron stars with a consistent model of interior
我们模拟了孤立的中子星和吸积的中子星在静止期X射线瞬态的热状态，并与观测结果进行了对比。我们使用状态方程和超流重子间隙，这是一贯计算。我们的结论是，直接Urca过程需要与低亮度吸积中子星一致。此外，质子超流性和足够弱的中子超流性对于解释中年中子星的冷却和获得真实的中子星质量分布是必要的。
Spin effects in superfluidity, neutron matter and neutron stars
本文探讨了中子星内部物理中自旋、磁场和超流体/超导体的微观与宏观表现，分析了自旋统计对中子星稳定性的影响，并讨论了多信使观测对质量、半径和转动惯量的约束。
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。
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。
The role of $r$-mode damping in the thermal evolution of neutron stars
通过耦合二阶模型描述的$\textit{r}$模不稳定性的演化，研究了中子星的热演化.由于$\textit{r}$模的剪切粘性阻尼引起的加热效应，使我们能够理解两个年轻中子星（即，PSR B 0531 +21和RX J 0822 -4300），而且，在可接受的参数范围内，该模型预测的光变曲线可能涵盖了$npe$面板中所有的年轻和中年恒星，而不需要在早期的一些工作中引入人为的强$p$超流性。此外，通过考虑$\textit{r}$模的辐射粘性阻尼，发现了一种令人惊讶的额外冷却效应，这种效应有时甚至超过加热效应，尽管在热历史中起着不可忽视的作用。
Superfluidity and Vortex Dynamics in Neutron Stars
本综述考察中子星的超流性与超导性，梳理核子配对、涡旋动力学等微观与介观物理，探讨其与脉冲星观测现象的关联，明确相关关键开放问题。
Superfluid quantum criticality and the thermal evolution of neutron stars
本文首次理论分析中子星中超流量子临界性，发现其导致非费米液体行为并修正比热与中微子发射率，显著延长热弛豫时间，且能很好拟合观测冷却数据，揭示其与热演化的关联。
Three-nucleon forces and superfluidity in neutron matter
在中子星的核心中，中子成分的超流性的存在，特别是与三重态$P-$波配对有关，目前是一个悬而未决的问题，是解释所观察到的冷却曲线和其他中子星观测值的核心。旨在解决这一问题的从头算理论计算在相关的高密度领域面临着独特的挑战，该领域超出了对称核物质的饱和密度。这些问题包括三核子（3 N）相互作用的不确定性和强短程关联的影响-更普遍的是核子自能和相互作用的介质修改。现有的解决方案的间隙方程在三重态通道的调查表明，3 N力，耦合通道，和质量重整化的单独或组合的影响范围从中等到强到毁灭性的，从而激励竞争效应的详细分析。在目前的工作中，我们跟踪的3 N力和介质中的修改的$^3P_2$通道的代表性情况下的影响，基于阿贡V18双核子（2N）相互作用补充的3 N相互作用的厄巴纳IX家庭。输入相互作用的结果的敏感性被清楚地证明，而出现的一致性问题，同时治疗的3 N力和介质中的影响。我们认为这项试点研究的第一步，对耦合通道$^3P F_2$配对使用广泛的2N和3 N的相互作用，从当前一代的精细半唯象模型和模型来自手征有效场论的系统和全面的探索。
Analyzing Neutron Star in HESS J1731-347 from Thermal Emission and Cooling Theory
超新星遗迹HESS J1731-347的中心致密天体似乎是观测到的最热的孤立冷却中子星。中子星的冷却理论使人们能够通过假设在恒星核心存在强质子超流性和存在几乎完全由碳组成的表面热覆盖层来解释这种恒星的观测。详细阐述了该恒星的冷却模型，以适当考虑由于中子-中子碰撞，这是不抑制质子超流性的中微子发射。利用3.2kpc距离的观测热谱的谱拟合结果和年龄为27 kyr的中子星的冷却理论，得到了比仅用谱拟合得到的更严格的恒星质量和半径的新约束。
Nonradial superfluid modes in oscillating neutron stars
首次在有限的恒星温度下自洽地研究了超流非旋转恒星的非径向振荡。本文应用一个现实的状态方程和一个现实的中子和质子超流性临界温度的密度相关模型。特别地，我们讨论了一个在中心和核的外部区域没有中子超流性，但有超流中间区域的恒星的三层结构。我们发现，振荡谱包含一组模式，其频率可以是非常敏感的温度变化。本文还分析了中子星冷却过程中脉动谱的快速时间演化。
Analytic approximations of neutrino luminosities and heat capacities of neutron stars with nucleon cores
本文导出了适用于广泛的一类稠密核子物质状态方程的具有核子核的中子星的中微子光度和热容的解析近似。中微子光度近似的三种情况下，它们是由（i）直接Urca或（ii）非超流物质中的修改Urca过程，或（iii）中子-中子碰撞中的中微子对韧致辐射（当其他中微子反应被强质子超流抑制时）产生的。对非超流核和强质子超流核两种情况下的热容进行了近似计算。该结果可以大大简化在中微子和光子冷却阶段具有等温内部的冷却中子星的数值模拟以及X射线瞬变下中子星准定态内部热态的模拟。为了说明，一个独立的模型分析的热状态，后者的来源概述。
Effect of superfluid matter of neutron star on the tidal deformability
在广义相对论框架下研究了超流性对中子星潮汐响应的影响。在这项工作中，我们采取双层方法，超流物质被限制在恒星的核心。然后，超流核心被普通物质流体的包层包裹，有效地充当恒星的低密度地壳区域。在核心中，物质含量由双流体模型描述，其中只有中子被视为超流体，另一种流体由质子和电子组成，使其电荷中性。本文计算了中子星的各种潮汐勒夫数，并讨论了核内两种流体之间的卷吸对它们的影响。我们还强调了利用双星螺旋内的引力波探测超流性需要不止一个潮汐参数。
Superfluid extension of the self-consistent time-dependent band theory for neutron star matter: Anti-entrainment versus superfluid effects in the slab phase
本研究基于超流体扩展的含时密度泛函理论发展了自洽含时超流能带理论，应用于中子星内壳平板相，发现超流性导致平板集体质量大幅降低的反夹带效应，并揭示了准粒子共振新现象。
Imprints of superfluidity on magneto-elastic QPOs of SGRs
我们的数值模拟表明，轴对称的，扭转的，磁弹性振荡的磁星与超流的核心可以解释整个范围内观察到的准周期振荡（QPOs）在巨大的耀斑的软伽马射线中继器。在低频（f<150 Hz）和高频（f>500 Hz）都存在恒定相位的磁弹性QPO，与观测结果完全一致。所需的磁场强度的范围，以配合所观察到的QPO频率同意从自旋下降的估计。这些结果有力地表明，磁星核中的中子是超流体。
Cooling curves for neutron stars with hadronic matter and quark matter
本文研究了等温中子星的热演化，研究了强子相物质以及强子物质和奇异夸克物质的混合相物质。在我们的模型中，占主导地位的早期冷却过程是中微子排放通过直接Urca过程。结果，冷却曲线与观测相比下降得太快。然而，当超流被包括在内时，中子星的冷却被显著减慢。此外，我们发现冷却曲线对强子相和夸克相之间的混合以及导致超流性的配对的精确细节不是很敏感。
Simultaneous Fitting of Neutron Star Structure and Cooling Data
使用模型的状态方程和致密物质的组成和单重态质子超导性和三重态中子超流性的大小，我们执行的第一个同时适合的中子星的质量和半径确定的静态低质量的X射线双星和光度和孤立的中子星的观测确定的年龄。我们发现船帆座脉冲星强烈地决定了超流/超导间隙和中子星半径的推断值。我们发现，无论船帆座脉冲星是否包括在分析中，直接Urca过程的阈值密度位于1.7和2太阳质量的中子星的中心密度之间。我们还发现，两个太阳质量的恒星不太可能主要通过直接Urca过程冷却，因为中子三重态超流的抑制。
A superfluid perspective on neutron star dynamics
由于成熟的中子星是冷的（在相关的温标上），人们必须仔细考虑它们内部的物质状态。外千米左右的区域预计会冻结，形成一个由越来越多的富含中子的核组成的弹性外壳，与超流中子成分共存，而恒星的流体核心则包含一个混合的超流/超导体。恒星的动力学很大程度上取决于与不同相位相关的参数。超流的存在带来了新的自由度-本质上我们正在处理一个复杂的多流体系统-和额外的特征：大量旋转由一系列密集的量子化涡旋支持，这些涡旋通过相互摩擦引入耗散，超流的运动受到所谓的夹带效应的影响。这个简短的调查提供了一个介绍-随着我们目前的理解-这些动力学方面的评论，特别注意夹带的作用，并概述了超流对中子星地震学的影响。
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。
Thermal Evolution of Neutron Stars as a Probe of Physics beyond the Standard Model
中子星的热演化是研究超越标准模型的物理问题的一个探索。首先，我们详细回顾了NS的标准冷却理论，重点是核子超流性的作用。然后我们讨论了轴子和暗物质（DM）的非标准演化，轴子的产生增强了冷却，而DM吸积导致NS加热。为了评估DM加热的效果，我们需要将其与旋转化学加热进行比较，旋转化学加热是由NS中的平衡β过程引起的。在本论文中，我们还研究了中子和质子超流性下的旋转化学加热。
Dense Matter and Neutron Stars: Some Basic Notions
稠密物质的许多性质可以用简单的物理论证来半定量地理解。我们从中子星的外层开始，考虑发生压力电离的密度、电子变为相对论性的密度、中子从核中滴出的密度以及致密物质中平衡核的大小。随后，我们对待所谓的“面食”阶段，预计发生在密度略低于从地壳到液核的中子星发生的过渡的密度。然后，我们考虑在致密物质的超流性方面。给出了均匀核物质中对能隙的估计，并描述了稠密介质对核子间相互作用的影响。最后，我们转向中子星地壳中的超流性，特别是中子超流密度，这是某些中子星自转速率突然加速理论中的一个重要量。
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。
Probing dense matter physics with transiently-accreting neutron stars: the case of source MXB 1659-29
最近对瞬时吸积的中子星的观测数据已经明确地显示了快速冷却的来源，例如中子星MXB 1659-29。先前的计算估计了它的总中微子光度和热容量，并建议直接Urca反应发生在核心体积的$1 \%$中。在本文中，我们重现了推断的亮度与详细的模型状态方程（EOS）和核配对间隙。我们发现，三个超流隙模型是不一致的所有EOS的数据和另外三个是不利的，因为微调参数。我们还计算了所有构造恒星的总热容量，并表明质量和光度的独立观测可以对源的核心超流性以及对称能量L的密度斜率设置约束。这是一个重要的一步，为中子星定义一个通用的状态方程，因此，对更好地理解在高密度的非对称物质的相图。
Stellar Superfluids
中子星为探索极端条件下的超流性提供了肥沃的环境。库珀配对发生在致密物质中并不奇怪，因为核子配对在原子核中被观察到是作为奇偶核和奇偶核之间的能量差。由于中子星中的超流体和超导体深刻地影响中微子发射率和比热，它们的存在可以在中子星的热演化中观察到。越来越多的冷却中子星，现在总共有13个热源，还有几个可以确定温度上限的物体，现在可以用来区分理论上的情况，甚至可以大大限制高密度核子配对的性质。此外，对中子星的观测，包括它们的自旋下降和故障历史，也支持了超流性和超导性在中子星中无处不在的猜想，并且对我们理解中子星很重要。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。