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
Crust Cooling Models are Insensitive to the Crust-Core Transition Pressure for Realistic Equations of State
持续吸积爆发后冷却的中子星提供了关于中子星地壳和底层致密物质的独特信息。这些冷却瞬变的天文观测和中子星壳冷却的模型计算之间的比较经常被用来限制中子星的性质，如质量，半径，壳的组成，以及核面食的存在。这些计算通常使用壳核转换发生时的固定压力，尽管这个量取决于致密物质状态方程。我们证明，改变壳核过渡压力的方式一致，采用各种状态方程的结果在适度的变化，地壳冷却光变曲线。这验证了迄今为止大多数地壳冷却研究所采用的方法，其中中子星的质量和半径是变化的，而壳核过渡压力不变。
2019-06-04 astro-ph.HE
Direct Observation of the Cooling of the Cassiopeia A Neutron Star
年轻中子星的冷却速率可以直接洞察它们的内部构成。虽然已经测量了几颗年轻的中子星的温度，但到目前为止，还没有观察到一颗年轻的中子星的温度随着时间的推移而下降。我们适合9年的档案钱德拉ACIS光谱的可能中子星在~330岁的仙后座A超新星遗迹与我们的非磁性碳大气模型。我们的拟合显示，表面温度相对下降了4%（5.4 σ，从2000年的2.12+-0.01 10 ^6 K下降到2009年的2.04+-0.01 10 ^6 K），观测到的通量相对下降了21%。使用一个简单的模型，中子星冷却，我们表明，这种温度下降可能表明，中子星成为1965年和1980年之间的某个时候等温，并限制中微子发射机制和信封成分的一些组合。然而，中子星很可能在形成后不久就变得等温，在这种情况下，温度历史表明额外的加热或更快速的冷却。未来几年的观测将使我们能够测试对温度演变的可能解释。
2010-07-27 astro-ph.HE
Diffusive nuclear burning in cooling simulations and application to new temperature data of the Cassiopeia A neutron star
中子星冷却研究中的一个关键关系是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，当元素扩散到密度和温度足够高的深度时，就会发生核燃烧。计算了包含DNB的H-He包线和He-C包线模型，得到了可用于中子星冷却模拟的解析温度关系。我们发现，DNB可以导致一个快速变化的信封组成，并防止建立热稳定的氢柱y $_H$ > 10 $^{7}$ g cm $^{-2}$，而DNB可以使氦信封更透明的表面温度$T_s$ > 2 $\times 10^6$ K的热流。我们进行中子星冷却模拟，我们进化的温度和信封组成，后者由于DNB和吸积从星际介质。我们发现，一个随时间变化的信封组成可以理解孤立的中子星的长期冷却行为有关。我们还报告了钱德拉对仙后座A超新星遗迹中年轻中子星的最新观测结果;在超过18年的时间里，对13颗中子星进行了温度测量，得出了$\approx$ 2%的十年冷却率。最后，我们拟合观测到的仙后座A中子星的冷却趋势与一个模型，包括在信封DNB。
2019-01-04 astro-ph.HE
How bright can old magnetars be? Assessing the impact of magnetized envelopes and field topology on neutron star cooling
中子星在其生命周期中通过内部中微子发射和表面光子冷却的结合而冷却。被称为磁星的强磁化中子星也不例外，但它们的强磁场效应进一步增加了冷却理论的复杂性。除了其他因素外，对最外层百米（包络）的建模在预测其表面温度方面起着至关重要的作用。在这封信中，我们将重新审视包层对中子星冷却特性的影响，特别关注磁场的临界效应。我们探讨我们的内部和表面温度之间的关系的理解已经演变在过去的二十年中，以及如何不同的假设中子星信封和字段拓扑结构导致从根本上不同的结论，表面温度和冷却年龄。特别是，我们发现，相对较老的磁星与核心线程磁场实际上是更冷比旋转动力脉冲星的相同年龄。这与地壳限制模型中通常观察到的情况不同。我们的研究结果对估计年老磁星的X射线光度以及随后的不同中子星类的人口研究具有重要意义。
2023-01-05 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
Statistical ages and the cooling rate of X-ray dim isolated neutron stars
中子星的冷却理论通过与双星系统中热发射孤立中子星和吸积中子星的观测结果的比较得到了证实。这种分析的一个重要因素是对象的年龄，通常从自旋下降历史中获得。如果物体的磁场随时间发生明显变化，那么这个年龄是高度不确定的。其他的年龄估算方法，如超新星遗迹年龄和运动学年龄，只适用于极少数的中子星。我们对附近孤立的热辐射体进行了总体综合研究，并从这些天体的观测光度函数中统计获得了它们的年龄。我们认为，一个更敏感的盲目扫描的星系盘与即将到来的太空望远镜可以帮助限制年龄更高的精度。
2013-08-12 astro-ph.HE
Proto-Neutron Star Cooling with Convection: The Effect of the Symmetry Energy
我们模拟了超新星爆炸后新诞生的中子星的中微子辐射，研究了它对物态方程、中微子不透明度和高重子密度下对流不稳定性的敏感性。我们发现对流作用的时间周期和空间范围对核对称能在核密度及以上的行为很敏感。当对流在原中子星内结束时，在预测的中微子发射中有一个可以清楚地观察到的中断。
2011-12-01 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
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 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。
2022-11-04 astro-ph.HE
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。
2011-01-19 astro-ph.HE nucl-th
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 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
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。
2021-06-10 astro-ph.HE
Pairing and the Cooling of Neutron Stars
在这篇综述中，我简要地总结了核子配对在超核密度对中子星冷却的影响。我还描述了最近在超新星遗迹仙后座A中观测到的中子星冷却现象，这可能为我们提供了这种配对发生的第一个直接证据。这也意味着中子3 P-F2能隙的大小为0.1 MeV的量级。
2012-06-21 astro-ph.HE 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
Hybrid cooling of the Cassiopeia A neutron star
观测到的中子星仙后座A的快速冷却通常被解释为是由恒星核心的中子和质子从正常状态到超流体和超导状态的转变引起的。然而，这种所谓的“最小”冷却范式面临的问题是，使用超流中子的理论中微子能量损失来数值模拟观测到的中子星表面温度的异常快速下降。作为这个问题的解决方案，我提出了一个更复杂的冷却模型，其中，除了超流中子，直接Urca过程从一个非常小的中心部分的中子星核心也参与。在这种情况下的冷却轨迹的数值模拟显示出良好的协议与观测仙后座A中子星。所提出的冷却方案明确地将所使用的状态方程和中子星的质量联系起来。对于按照BSk25状态方程构造的中子星，最合适的是质量$M=1.62M_{\sun}$和半径$R=12.36$ km。如果使用BSK 24状态方程，则最合适的解是$M=1.60M_{\sun}$和$R=12.55$ km。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Axion cooling of neutron stars
中子星的冷却模拟以及与热发射X射线源的数据的比较，限制了轴子的性质，并通过扩展限制了任何轻赝标暗物质粒子的性质，这些粒子的存在被假定为解决QCD的强CP问题。我们将轴子发射的对断裂和形成过程的$S$和$P$波核子凝聚在一个基准代码冷却模拟，以及提供适合的公式，这些过程的速率。中子星的轴子冷却已被模拟为24个模型，覆盖的质量范围为1至1.8太阳质量，具有非吸积铁和吸积轻元素信封，和一系列的核子-轴子耦合。这些模型是基于一个方程状态预测超致密核物质的保守物理，不允许由物质的非核子形式或高质子浓度的相变引起的快速冷却过程的开始。温度-年龄平面上的冷却轨迹与通过对Cas A超新星遗迹中心致密天体表面温度的时间平均测量以及附近三颗中年热辐射恒星表面温度的测量，发现轴子耦合仅限于$f_a/10^{7}\textrm{GeV} \ge (5$ -- $10)$，其转化为轴子质量的上限$m_a \le (0.06$ --中子$\vert C_n \vert \sim 0.04$和质子$\vert C_p \vert \sim 0.4$的Peccei-Quinn电荷的$0.12)~\textrm{eV}$，其为轴子的强子模型的特征。
2016-03-06 astro-ph.HE
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
Nuclear Pairing Gaps and Neutron Star Cooling
我们研究了孤立中子星的冷却，特别是考虑到核配对间隙的重要性。采用Brueckner-Hartree-Fock方法导出的微观核物质状态方程，并结合相容的中子和质子对能隙。然后，我们研究了修改的差距最终推导出的中子星质量分布的影响。我们发现，利用质子1 S 0 Bardeen-Cooper-Schrieffer（BCS）能隙（约减少40%）和没有中子3 P2配对，可以实现对当前所有冷却数据的一致描述，并可以预测合理的中子星质量分布.
2020-10-08 astro-ph.HE nucl-th
Neutron star cooling with microscopic equations of state
我们基于不同的核子-核子相互作用和三体力，并与最近的GW 170817中子星合并事件兼容，使用几个微观核状态方程来模拟中子星冷却。它们都具有强烈的直接厄卡号进程。我们发现，所有的模型都能够很好地描述目前的一套冷却数据孤立的中子星，提供了大的和扩展的质子1 S 0间隙和没有中子3 PF 2间隙是活跃的恒星物质。然后，我们分析了不同模型预测的中子星质量分布，并挑选出首选的。
2018-12-18 astro-ph.HE nucl-th
Rapid neutrino cooling in the neutron star MXB 1659-29
我们发现，瞬态系统MXB~1659-29中的中子星的核心中微子光度大大超过了修改后的Urca反应（即，$n+n\to n+p+e^{-}+\barν_{e}$和逆），并与发生在一小部分核心中的直接Urca反应（$n\to p+e^{-}+\barν_{e}$和逆）一致。对中子星外壳在吸积2.5年后的热弛豫的观测使我们能够测量吸积过程中沉积到核心的能量，然后作为中微子再辐射，并推断核心温度。对于核子核来说，这需要核子是未配对的，并且质子分数超过临界值，以允许直接Urca反应进行。MXB~1659-29中的中子星是第一颗在其X射线光谱中被探测到的需要快速中微子冷却过程的热成分。测量中子星核心在静止期的温度变化，可以确定核心比热的上限，并检查中子星核心中核子未配对的比例。
2017-12-29 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
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。
2015-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron star cooling and mass distributions
本文通过不同核物态方程和直接Urca过程研究中子星冷却，发现需快速直接Urca冷却与合理质子1S0能隙，并据此给出更偏好单峰分布的中子星质量分布约束。
2024-06-11 astro-ph.HE 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
Nuclear Data to Quantify Urca Cooling in Accreting Neutron Stars
本文分析了LMXBs中吸积中子星静止期的冷却曲线，指出Urca冷却机制的发现加剧了模型-观测比较的挑战，强调需准确量化Urca冷却强度以约束壳层热源并改善模型比较。
2024-06-04 astro-ph.HE nucl-ex
Cooling of hybrid neutron stars with microscopic equations of state
我们结合Brueckner-Hartree-Fock方法中的微观核物质状态方程和不同的夸克模型来模拟混合中子星的冷却。然后，我们分析了不同模型预测的中子星冷却曲线，并挑选出首选的。我们发现，在我们的情况下，中子p波配对的可能性可以排除。
2020-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A signature of chemical separation in the cooling curves of transiently accreting neutron stars
我们发现，由化学分离驱动的对流可以显着影响吸积中子星进入静止后的冷却曲线。我们计算了中子星海洋和地壳的热弛豫，包括对流引起的热通量和成分通量。在向内传播的冷却波到达中子星海洋的底部后，海洋开始冻结，推动化学分离。由此产生的对流向内输送热量，使表面层的冷却速度比假设海洋被动冷却的速度快得多。包括对流在内的光变曲线显示，爆发后数周，温度迅速下降。在观测到的冷却曲线中识别这种特征将限制海洋的温度和成分，并提供经典多组分等离子体冻结的实时探测。
2014-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2015-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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。
2014-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Equation of State and Cooling of Hyperonic Neutron Stars
我们提出了两个最近的状态方程参数化（FSU 2 R和FSU 2 H模型），再现核物质和有限核的性质，满足重离子碰撞产生的高密度物质的约束，产生2个$M_{\odot}$中子星，并产生半径小于13 km的中子星。利用这些状态方程，对孤立中子星的冷却进行了模拟。我们发现，研究的两个模型，FSU2R（核子），特别是FSU2H（核子和超子），表现出非常好的协议与冷却的观察，即使不包括核子配对。这表明冷却观测与产生软核对称能量的状态方程是相容的，因此产生小的中子星半径。然而，这两个方案都产生了质量超过$1.8 M_{\odot}$的冷孤立中子星。
2019-03-08 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino Emission from Cooper Pairs and Minimal Cooling of Neutron Stars
中子星冷却的最小冷却范式假设，由于任何直接Urca过程的中微子发射，无论是核子还是超子，玻色凝聚或解除限制夸克等外来物质，都不会发生增强冷却。这个方案的发展是为了取代和扩展所谓的标准冷却方案，包括中微子发射的库珀对打破和形成过程中发生的临界温度附近的超流体/超导体配对。最近，人们发现，库珀对中微子发射的矢量通道被抑制了一个大的因素相比，违反矢量电流守恒的原始估计。我们表明，库珀对中微子发射仍然是，然而，一个有效的冷却机制，通过轴向通道。因此，通过矢量通道消除库珀配对核子的中微子发射对中子星在最小冷却范式下的长期冷却只有很小的影响。我们进一步精确地量化了中子3 P2能隙大小的影响，并证明了观测结果与最小冷却范例之间的一致性，要求该能隙的临界温度T_c在恒星核心中的范围介于T_c^min < 0.2 x 10^9 K到T_c^max > 0.5 \times 10^9 K之间。此外，年轻的中子星必须具有不均匀的包层成分：一些必须具有轻元素成分，另一些必须具有重元素成分。除非满足这两个条件，否则大约有一半观测到的年轻冷却中子星与最小冷却范式不一致，并提供了存在增强冷却的证据。
2009-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling of neutron stars with diffusive envelopes
研究了中子星的热包层对中子星冷却的影响。为了这个目的，我们进行冷却模拟，使用新构建的模型的信封组成的二元离子混合物（H-He，He-C，C-Fe）不同的质量较轻的离子（H，He或C）的信封。计算结果进行了比较，使用标准模型的信封，其中包含层的轻（吸积）元素（H，He和C）的Fe层的顶部，不同的吸积元素的质量。主要的影响是包层的化学成分影响它们的导热性，从而影响恒星的隔热性。为了说明，我们应用这些结果来估计船帆座脉冲星的内部温度，并研究年龄为0.1 - 100万年的中子星在光子冷却阶段的冷却。冷却模型的不确定性与我们对绝热包层的化学成分知之甚少有关，这使得从表面热辐射观测中对冷却中子星内部结构的理论重建变得非常复杂。
2016-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strangeness in Neutron Star Cooling
我们研究了核中存在超子或K介子时中子星的热演化。结果表明，核子和超子直接Urca过程对中子星的冷却起着至关重要的作用。超子的存在以两种方式驱动快速冷却机制：1）它允许超子直接Urca先于核子直接Urca，2）它通过减少中子费米动量使核子直接Urca更可行。我们发现含超子的中子星物态方程与质量和温度观测结果都是一致的。我们还发现，尽管冷却行为对识别或隔离K介子凝聚的作用很小，但考虑K介子凝聚的中子星物态方程与观测结果是一致的。
2016-08-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Enhanced Neutrino Cooling from Parity-Doubled Nucleons in Neutron Star Cooling Simulations
Catholic Institute of Technology（天主教理工学院）；Universidade Federal Fluminense（弗鲁米嫩塞联邦大学）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）；Washington University in St. Louis（圣路易斯华盛顿大学）；Frankfurt Institute for Advanced Studies (FIAS)（法兰克福高等研究所）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung GmbH（德国重离子研究中心）；Kent State University（肯特州立大学）；Brookhaven National Laboratory（布鲁克海文国家实验室）
该研究通过宇称双态模型探讨中子星冷却中宇称伙伴的Urca过程，发现其对热演化有显著影响，提高了与观测数据的一致性。
2026-03-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant
我们利用Ho & Heinke（Nature，462，71（2009））的最新研究结果探讨仙后座A超新星遗迹中中子星的热状态，该恒星的热辐射可以用碳大气模型很好地描述，并且辐射来自整个恒星表面。从中子星冷却理论出发，提出了一种利用热表面辐射观测数据提取热弛豫星中微子冷却速率的方法。我们展示了如何将这些速率与标准蜡烛的速率进行比较-具有非超流核子核心的恒星通过修改后的Urca过程缓慢冷却。我们发现，标准蜡烛的内部温度是恒星的紧凑性参数$x=r_g/R$的一个定义良好的函数，无论状态方程的中子星物质（$R$和$r_g$分别是圆周半径和引力半径）。我们证明了仙后座A中子星的数据可以用三个参数来解释：$f_\ell$，中微子冷却效率相对于标准蜡烛;紧凑性$x$ ;和热覆盖信封中的轻元素的量。对于普通（铁）隔热包层或低质量（$\lesssim 10^{-13}\,M_\odot$）碳包层，我们发现$x \lesssim 0.5$和$f_\ell \sim 0.02$（较慢冷却）的$f_\ell \sim 1$（标准冷却）效率可实现最大紧凑性$x\approx 0.7$。包含轻元素的最大质量（$\sim 10^{-8}\,M_\odot$）的热毯使$f_\ell$增加50倍。我们还研究了（不太可能）的可能性，恒星仍然是热非放松。
2010-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A
我们证明，在过去10年中，在超新星遗迹仙后座A中观察到的年轻中子星的高质量冷却数据-以及所有其他可靠的已知中子星的温度数据-可以在“核介质冷却”的情况下轻松地解释。这种情况下的冷却率占中等修改的一π介子交换在稠密的物质和极化效应的超流中子和质子的对破坏的形成。成功描述观测数据的关键是热导率的大幅降低，这是由于介质效应抑制了电子和核子对热导率的贡献。我们还发现，可能在短短十年的持续观测中，数据可能会告诉这个中子星中是否存在快速冷却过程。
2011-08-20 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Limit on the Axion Decay Constant from the Cooling Neutron Star in Cassiopeia A
位于超新星遗迹仙后座A（Cas A）中心的中子星（NS）观测到的快速冷却可以用最小NS冷却方案来解释。如果存在一个额外的冷源，如轴子发射，这一结果可能会改变。在这项工作中，我们研究了在轴子发射存在下的Cas A NS冷却，考虑到在整个寿命的Cas A NS的温度演化。我们得到的轴子衰变常数，$f_a\gtrsim (5-7)\times 10^8$ GeV的下限，如果恒星有一个薄碳层的信封。这与SN1987A等其他天体物理观测所施加的现有限制一样强大。
2018-11-04 astro-ph.HE hep-ph
Neutron star cooling with medium-modified Urca rates
Institute of Modern Physics, Key Laboratory of Nuclear Physics and Ion-Beam Application, MOE, Fudan University（复旦大学现代物理研究所）；Physics Department, University of Geosciences（中国地质大学物理系）；Shanghai Research Center for Theoretical Nuclear Physics, NSFC, Fudan University（复旦大学上海理论核物理研究中心）；INFN Sezione di Catania, Dipartimento di Fisica, Universitá di Catania（意大利国家核物理研究院卡塔尼亚分部卡塔尼亚大学物理系）
本研究通过分析孤立中子星冷却数据，发现快速直接 Urca 冷却受质子超流调节且阈值低于典型质量，而修正 Urca 速率的中等介质效应不显著，$nn$ 轫致辐射起主导作用。
2026-11-05 astro-ph.HE nucl-th
Vortex Creep Heating in Neutron Star Cooling: New Insights into Thermal Evolution of Heavy Neutron Stars
针对老年重中子星温度偏高无法用标准冷却模型解释的问题，本研究拓展冷却框架纳入涡旋蠕变加热（VCH）与直接Urca过程，发现VCH可显著缓解快速冷却，为大质量中子星提供新演化路径。
2025-10-28 astro-ph.HE nucl-th
Cooling of neutron stars and hybrid stars with a stiff hadronic EoS
在中子星的“核介质冷却”方案中，所有可靠的已知温度-年龄数据，包括仙后座A和XMMU-J 1732超新星遗迹中的中心致密天体的数据，都可以用一组冷却曲线很好地解释，这些曲线是通过在典型观测质量范围内恒星质量的变化获得的。最近测量到的两颗中子星PSR J 1614 -2230和PSR J 0348 -0432的高质量，以及PSR J 0737 - 3039 B和PSR J 1756 -2251的伴星的低质量，为质量在$\sim 1.2$到2 $M_\odot$之间的中子星的存在提供了独立的证据。$M>2 M_{\odot}$值要求中子星物质有足够刚性的状态方程。我们调查的一组中子星冷却曲线的反应，以硬化的核物质状态方程，使最大质量约$2.4 M_\odot$将是可访问的，并解除限制相变，从这样的硬核物质在外核的彩色超导夸克物质在内核。在不重新调整冷却输入的情况下，覆盖刚性DD 2状态方程的所有冷却数据所需的质量范围应包括用于描述CasA快速冷却的$2.426 M_\odot$的质量，而夸克物质核的存在加速了冷却，因此CasA冷却数据用质量为$1.674 M_\odot$的混合星来描述。
2015-03-16 astro-ph.HE nucl-th
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。
2021-07-26 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
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。
2011-12-08 astro-ph.HE cond-mat.supr-con nucl-th
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。
2026-05-22 astro-ph.HE cond-mat.supr-con nucl-th
Importance of cooling in triggering the collapse of hypermassive neutron stars
双中子星（NSNS）的螺旋和合并可以导致超大质量中子星（HMNS）的形成。当HMNS由于中微子冷却和/或由于引力波（GW）发射的离心支持而失去热压力时，和/或差旋转的磁破坏，它将坍缩成黑洞。为了评估冲击引起的热压力和冷却的重要性，我们采用了一个理想化的状态方程，并通过后期螺旋，合并和HMNS的形成，占冷却在全GR进行NSNS模拟。我们表明，热压力有助于显着的支持HMNS对崩溃和热冷却加速其“延迟”崩溃。我们的模拟明确地表明，冷却可以导致一个热的超大质量中子星合并后形成的双中子星的灾难性崩溃。因此，冷却物理学是重要的，包括在NSNS合并计算，以准确地确定HMNS残留物的寿命，并提取有关NS状态方程，冷却机制，酒吧的不稳定性和B-场的信息，从全球变暖发射的瞬态阶段之前BH的形成。
2012-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraining Light QCD Axions with Isolated Neutron Star Cooling
本文研究了轻QCD轴子对中子星物质基态和热覆盖层结构的影响，通过将异常冷却模型预测与孤立中子星数据对比，约束了轴子参数空间，且不要求其作为暗物质候选者。
2024-12-19 astro-ph.HE hep-ph
Interplay between Symmetry Energy and Excluded Volume Corrections under the Direct Urca Cooling Constraint in Neutron Stars
状态方程的对称能修正和排斥体积修正对中子星的内部结构和组成，即重子密度和质子分数的分布都起着重要的作用。虽然对称能唯一地决定了质子分数，但排除的体积效应控制了中子星内部的最大密度值。对冷却中子星的观测表明，对于典型的低质量恒星，Urca的快速直接冷却是不起作用的，这表明质子分数低于Urca直接冷却过程开始的阈值。这反过来又限制了中子星内部可接受的密度范围，并可能需要排除体积校正。在这方面的贡献，我们讨论了快速冷却，对称性能量和排除体积修正的状态方程，将需要满足直接Urca冷却约束之间的相互作用。
2016-04-29 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Cooling of neutron stars in "nuclear medium cooling scenario" with stiff equation of state including hyperons
我们证明，现有的中子星冷却数据可以适当地描述在“核介质冷却的情况下”，包括超子的假设下，不同的来源有不同的质量。我们使用相对论平均场模型MKVORH $ϕ$的刚性状态方程，强子有效耦合和质量依赖于标量场。它满足了大量的核物质状态方程的实验约束，包括最大预测中子星质量的$2\,M_{\odot}$下限和来自重离子粒子流的压力的约束。我们选择适当的$^1S_0$质子和$Λ$超子配对间隙配置文件中利用的文献，并允许有效的π介子间隙的变化控制介质修改的Urca过程的效率。假设$^3P_2$的中子配对间隙在我们的方案是可以忽略不计的小。为了简单起见，我们排除了π介子、K介子和带电$ρ$ -介子凝聚的可能性.由此产生的冷却曲线被证明是敏感的值和密度依赖的pp配对间隙和$^1S_0$中子配对间隙的值，而不敏感。
2018-08-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Gravitational wave asteroseismology on cooling neutron stars
采用相对论Cowling近似，研究了中子星热演化过程中引力波的频率。我们特别关注中子星模型，其中直接Urca（快速冷却过程）不起作用，没有超流性和超导性。对于这种模型，冷却曲线几乎不依赖于状态方程（EOS）以及中子星的质量，而我们表明，引力波频率强烈依赖于这两个属性。然后，我们发现，基本和第一压力模式的频率乘以恒星质量很好地表示为一个函数的恒星的紧凑性几乎独立的状态方程。我们还发现，在热演化后期，第一引力模的频率与恒星的致密性有很强的相关性。此外，我们还推导出了估算中子星内直接Urca爆发的阈值质量随核饱和参数变化的经验公式。这个公式将给我们一个关于中子星性质的限制，如果观测发现直接Urca发生（或不起作用）在中子星内部。
2021-12-30 astro-ph.HE gr-qc
Possibility of rapid neutron star cooling with the realistic equation of state
快速冷却过程是否发生对中子星的热演化至关重要。特别是，直接Urca过程的阈值，这是一个快速冷却过程，是由内部质子分数$Y_p$，或核对称能。由于最近的观测表明中子星的半径很小，所以对称能的值最好是低的。在这项研究中，采用三种状态方程（EoS）模型：Togashi、Shen和LS 220 EoS对中子星冷却进行了模拟。Togashi EoS最近被构造成在有限温度下具有真实的核势，并被发现可以解释中子星的小半径。结果发现，由于直接Urca过程是禁止的，中子星的冷却是缓慢的使用Togashi EoS。这是因为Togashi EoS的对称能低于其他EoS。因此，为了解释使用Togashi EoS观测到的孤立中子星（INS）的年龄和表面温度，无论表面成分如何，都需要其他快速冷却过程。
2020-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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。
2017-02-18 astro-ph.HE nucl-th
Continued cooling of the crust in the neutron star low-mass X-ray binary KS 1731-260
一些中子星的低质量X射线双星有很长的爆发（持续数年），可以在中子星的地壳中产生大量的热量。当系统恢复平静后，地壳就会发生热松弛。这为研究中子星壳的热性质提供了一个难得的机会，限制了壳的热导率，从而限制了壳的结构和组成。KS 1731-260是仅有的四个观测到地壳冷却的系统之一。在这里，我们提出了一个新的钱德拉观察这个源大约8年后，最后一次爆发结束，4年后，最后一次观察。我们发现，源已继续冷却，冷却曲线显示一个简单的幂律衰减。这表明地壳还没有完全热松弛，并可能继续进一步冷却。简单的幂律衰变与地壳的理论冷却模型相反，后者预测地壳现在应该已经冷却到与中子星核心相同的温度。
2010-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
