Bulk viscosity coefficients due to phonons in superfluid neutron stars
计算了超流中子星中声子碰撞引起的三种体粘滞系数。我们使用有效场论技术来提取允许的声子碰撞过程，写为系统状态方程的函数。的声子数密度的动态演化的解决方案，使我们能够计算的声子碰撞率和声子色散定律，这取决于中子对间隙的函数的体粘滞系数。我们的计算方法是相当普遍的，可以用于不同的超流体系统，只要它们共享相同的基本对称性。我们发现，体粘滞系数随温度的变化主要是由$2\leftrightarrow3$声子过程的共线区域的贡献所决定的。对于典型的恒星径向脉动频率的$ω\sim 10^{4} s^{-1}$，我们得到的体积粘度系数密度$n \gtrsim 4n_0$是在10%以内，从其静态值为$T \lesssim 10^9 K$和强中子超流性的情况下，在核心的$^3P_2$间隙的最大值超过1兆电子伏，而，否则，静态解决方案是不是一个有效的近似的体积粘度系数。与Urca反应和改进的Urca反应的结果相比，我们得出结论：在$T\sim 10^9$中，除了Urca过程发生开启时的$n \sim 2n_0$外，K声子碰撞对中子星核的体粘滞系数贡献最大.
2013-07-02 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The extension of radiative viscosity to superfluid matter
研究了超流$npe$物质的辐射粘性，发现到最低阶的$δμ/T$，辐射粘性与体粘滞的比值与正常物质相同。
2011-09-11 astro-ph.HE hep-ph
Thermal and Magnetic effects on Bulk Viscosity in Binary Neutron Star Mergers
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）；Physics Department, Washington University（华盛顿大学物理系）；School of Mathematical Sciences and STAG research centre, University of Southampton（南安普顿大学数学科学学院及STAG研究中心）
本文研究了二元中子星并合过程中热和磁场对体积分黏性的影响，通过改进的相空间积分方法，考虑了碰撞展宽（修改Urca）贡献，并探讨了磁场对中微子透明区域中味平衡条件和并合后密度振荡的粘滞耗散的影响。
2026-05-21 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Symmetry energy expansion and the peak value of the bulk viscosity
本文通过对称能展开计算npe物质体黏滞系数，发现其共振峰值强烈依赖L，并给出共形点公式及r模稳定旋转频率条件。
2025-09-24 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Critical slowing down and bulk viscosity in binary neutron star mergers
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Indian Institute of Science（印度科学学院）
研究探讨中子星并合中临界减缓对总体粘性的影响，揭示QCD贡献可能与电弱贡献相媲美，为观测提供新视角。
2026-03-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Urca reactions during neutron star inspiral
研究了双中子星旋进过程中由潮汐引起的流体运动驱动的Urca反应对非线性体粘滞系数的影响。流体压缩计算低径向阶振荡模式通过绝热，时间依赖的解决方案的模式振幅。光学薄中微子发射和加热率，然后计算从这个绝热流体运动。计算使用直接和修改后的Urca反应在$M=1.4\, M_\odot$中子星，这是使用Skyrme Rs状态方程构造的操作。我们发现，泵入低阶振荡模式的能量是没有有效地热化，甚至直接Urca反应，与核心温度达到只有$T \simeq 10^8\, {\rm K}$在inspiral。虽然这是一个数量级大于加热由于剪切粘度考虑由以前的研究，它加强了结果，恒星是相当冷的合并。在激发最低阶g模时，化学势不平衡在轨道频率$ν_{\rm orb} > 200\, {\rm Hz}$达到$β> 1\, {\rm MeV}$，这意味着显著的带电电流光学深度和费米阻塞。为了评估中微子简并效应的重要性，在静态近似下求解了三维密度分布的中微子转移方程，并计算了包括费米阻塞在内的反应速率。我们发现，加热速率被抑制的几个因素为$ν_{\rm orb} > 200\, {\rm Hz}$。发射的$ν_e$和$\barν_e$，包括辐射转移效应的光谱，提出了一系列的轨道分离。
2018-06-11 astro-ph.HE
Bridging the gap by shaking superfluid matter
在冷的致密恒星中，稠密物质中费米子之间的库珀配对导致激发光谱中形成一个间隙，并通常以指数方式抑制传输特性。然而，我们在这里表明，弱Urca反应变得强烈增强，并接近其ungapped水平时，恒星经历足够大的振幅密度振荡。我们研究了强子、超子和夸克物质中直接Urca过程引起的中微子发射率和体粘滞系数，并讨论了不同的超流和超导配对模式。
2011-10-27 astro-ph.HE nucl-th
Bulk viscosity of baryonic matter with trapped neutrinos
我们研究了在核饱和密度和超过核饱和密度的稠密重子物质中由弱电流Urca过程产生的体粘滞。我们考虑的温度制度，中微子被捕获，因此有非零的化学势。我们在相对论密度泛函方法中模拟了核物质，考虑了被俘获的中微子成分。我们发现，共振最大的体积粘度将发生在或低于中微子捕获温度，所以在中微子捕获制度的体积粘度随温度的下降为$T^{-2}$，这种下降被中断的下降到零，在一个特殊的温度下，质子分数变得密度无关和材料的标度不变。轻子分数较低的物质的体粘滞系数较大，更大的同位旋不对称性。我们发现中微子俘获区的体粘滞系数比中微子透明区的小几个数量级，这意味着中微子俘获区的体粘滞系数可能不足以影响中子星合并的演化.这也意味着，在高温、中微子捕获的演化阶段，合并后残余物的振荡所发射的引力波衰减很弱。
2019-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Bulk viscosity transport coefficients in neutron star mergers
该研究计算了中微子透明区$npe$物质弱相互作用产生的一阶、二阶体黏滞输运系数，发现其对核对称能$J$及其斜率$L$的变化敏感，为中子星并合相关研究提供了输运性质参考。
2023-12-14 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrino Emissivity of Non-equilibrium beta processes With Nucleon Superfluidity
研究了核子超流性对非平衡β过程中微子发射率的影响。计算了$npe$物质中三种核子超流性的直接和修正Urca过程的约化因子。由于解析解是不可能的，所以给出了数值结果。我们发现，超流影响的行为是密切相关的化学偏离β平衡。对于小的化学偏离，超流折减因子几乎只取决于间隙，而几乎不受偏离的影响。当偏离足够大时，它会迅速增强中微子的发射率。“增强”发射的开始具有一些相应的阈值，这些阈值似乎与能隙与化学偏离的比率有关。
2011-09-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Symmetry energy dependence of the bulk viscosity of nuclear matter
本文研究了核物质体粘滞性对对称能的依赖关系，发现饱和密度下输运量完全由对称能S及其斜率L决定，L的变化可使体粘滞系数改变数个数量级，从而影响中子星潮汐响应，为利用引力波信号约束核对称能提供了新途径。
2025-11-10 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Neutrino emissivities and bulk viscosity in neutral two-flavor quark matter
在NJL型手征夸克模型中研究了紧致星约束下双味超导夸克物质各向同性色自旋锁定（iso-CSL）相的热力学和输运性质.手征对称性破缺和向超导夸克物质的相变导致夸克质量、化学势和双夸克能隙的密度依赖性变化。这些物理量的自洽处理影响输运性质的微观计算。我们提出的iso-CSL直接URCA发射率和体粘滞度的结果，这满足来自冷却和旋转演化的紧凑型恒星的夸克物质的约束。我们比较我们的结果与现象学上的成功，但启发式2SC+X阶段。我们表明，微观成立的iso-CSL阶段可以取代纯粹的唯象2SC+X阶段在现代模拟的冷却演化的致密星与彩色超导夸克物质内部。
2016-09-21 astro-ph.HE nucl-th
Bulk Viscous Damping of Density Oscillations in Neutron Star Mergers
本文讨论了在与中子星合并有关的温度范围内致密核物质密度振荡的阻尼。这种阻尼是由于中子衰变和电子俘获的弱相互作用“Urca”过程引起的体积粘度。核物质是在相对论密度泛函方法建模。体粘滞系数在接近中微子捕获温度时达到共振最大值，然后随着温度上升到中微子被捕获在中子星中的范围内而迅速下降。我们调查的体积粘性耗散时标在合并后的对象，并确定制度，这些时标是短的特征时标$\sim$ 10毫秒，因此，可能会影响合并后的对象的演变。我们的分析表明，体积粘性阻尼将是重要的，在不太高的温度的顺序的几兆电子伏和密度的几倍饱和密度。
2020-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Bulk viscosity of nuclear matter with pions in the neutrino-trapped regime
本文研究热π介子对中微子俘获区致密核物质体粘滞性的影响，发现π介子通过修改物态方程和提供新β平衡反应路径，可增强低温峰值数倍并在高温区将体粘滞性提高一个数量级以上。
2024-12-29 astro-ph.HE nucl-th
Large amplitude behavior of the bulk viscosity of dense matter
我们研究了致密物质的体积粘度，考虑到非线性效应，出现在大幅度的“超热”区域的化学势从化学平衡的偏差$μ_Δ$满足$μ_Δ>T$。这种状态与不稳定模式（如r模式）有关，r模式的振幅会增长，直到被非线性效应饱和。研究了强子物质中直接和修正的Urca过程以及奇异夸克物质中非轻子弱相互作用引起的阻尼。我们给出了对任意稠密物质状态方程有效的一般结果，并发现超热效应可以强烈地增强粘性。我们的研究证实了以前的结果夸克物质，并表明，在强子物质的情况下，非线性增强甚至更强。我们的结果可以应用于快速旋转中子星的r模诱导自旋下降的计算，其中自旋下降时间依赖于r模的饱和振幅
2010-05-20 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Emergence of microphysical bulk viscosity in binary neutron star post-merger dynamics
本文研究双中子星并合过程中偏离β平衡的弱相互作用动力学，通过在广义相对论流体动力学模拟中引入Urca过程，揭示体粘滞性的涌现及其对并合后引力波谱的潜在影响。
2024-08-31 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Bulk viscosity of two-color superconducting quark matter in neutron star mergers
本研究利用改进的Nambu--Jona-Lasinio模型，计算两色超导夸克物质中弱相互作用过程的弛豫率与体黏度，发现其1–10 kHz密度振荡的阻尼时间可低于10 ms，足以影响中子星并合后演化，且与核物质阻尼预测相近。
2024-09-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Projecting the likely importance of weak-interaction-driven bulk viscosity in neutron star mergers
在这项工作中，我们估计有多少体积粘度驱动的Urca过程可能会影响引力波信号的中子星合并。在后期的inspiral，我们表明，体积粘度影响的结合能在第四后牛顿（PN）顺序。尽管这种效应被引力紧密度的平方所增强，但当只考虑轨道运动本身时，体粘滞系数可能太小而不能在螺旋后期的波形中产生可观察到的效应。然而，在合并后，特征的时间尺度和空间尺度是不同的，可能导致相反的结论。我们后处理的数据，从一个国家的最先进的等质量的双中子星合并模拟，以估计整体粘度的影响（这是不包括在模拟本身）。在这种情况下，我们发现，体积粘度可以达到高值的合并区域。我们计算了几个估计，它可能会直接影响所考虑的合并方案的全球动态，并发现它可能变得显着。在不同的合并设想或包括非线性影响的模拟中，可能会产生更大的影响。这种评估是加强与相对论性重离子碰撞，这种影响已被广泛探讨的定量比较。
2021-07-11 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Bulk viscosity from neutron decays to dark baryons in neutron star matter
Iowa State University（爱荷华州立大学）；Indiana University（印第安纳大学）
研究中子衰变至暗核子对中子星并合过程中输运的影响，发现暗核子使方程状态降低，从而减少 Urca bulk 黏性，但若衰变更快则可能增强黏性并抑制振荡。
2026-04-16 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
MURCA driven Bulk viscosity in neutrino trapped baryonic matter
在双中子星并合背景下，采用NL3和DDME2模型研究含陷俘中微子重子物质的体粘滞，发现中微子使体粘滞峰值偏移，粘滞衰减时间尺度为32-100毫秒，与残骸存活时间一致。
2024-09-24 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Bulk Viscosity of Two-Flavor Color Superconducting Quark Matter in Neutron Star Mergers
本研究基于扩展的SU(3) NJL模型，探讨了中子星合并中两味色超导夸克物质的体粘滞性，发现矢量耦合强度的变化对体粘滞性和阻尼时标有显著影响，而双夸克耦合的影响较小，该机制可成为合并混合星中的主要耗散机制。
2025-09-12 astro-ph.HE nucl-th
Neutron star bulk viscosity, "spin-flip" and GW emission of newly born magnetars
重新研究了具有内部环形磁场的新生磁星中粘性驱动的“自旋翻转”不稳定性。我们计算的整体粘性系数（$ζ$）的冷，$npe μ$物质在中子星（NS），为选定的值的核对称能和在该制度中$β$平衡是慢于特征振荡周期。我们证明：i）$ζ$比先前假设的大，不稳定时间尺度相应地更短; ii）对于磁致椭圆率$ε_B \lesssim 4 \times 10^{-3}$，通常在新生磁星中预期，自旋翻转发生在初始自旋周期$\lesssim 2-3$ ms，与NS状态方程（EoS）有一定的依赖性。然后，我们计算的GW信号的可探测性由新生磁星发射的“自旋翻转”，也占减少的范围从现实的信号搜索。对于最佳范围的$ε_B \sim (1-5) \times 10^{-3}$，和出生自旋周期$\lesssim 2$ ms，我们估计的水平$\gtrsim 4$ Mpc，和$\gtrsim 30$ Mpc，先进的和第三代干涉仪在设计灵敏度，分别。超新星（或千新星）被认为是这种GW事件的电磁对应物。在GW发射的最佳范围之外，EM扭矩在提取NS自旋能量方面更有效，这可以为甚至更亮的EM瞬变提供动力。
2018-06-28 astro-ph.HE
Bulk viscosity in neutron stars with hyperon cores
众所周知，旋转中子星的r-模振荡相对于引力波辐射可能是不稳定的。观察到参数在不稳定窗口（这种不稳定性未被抑制的区域）内的中子星的可能性很小。但是，如果采用恒星内部的“最小”（核子）组成，许多观察到的恒星似乎是在r-模式不稳定性窗口。这个问题的一个可能的解决方案是考虑中子星核心中的超子。超子的存在允许一组强大的（无轻子）非平衡弱过程，这增加了体粘滞性，从而抑制了r模不稳定性。超子NS的不稳定窗口的现有计算通常使用通过接触$W$玻色子交换相互作用为$Σ^-Λ$超子组合物计算的反应速率。与此相反，这里我们采用的超子状态方程中，$Λ$和$Ξ^-$是第一个出现的超子（如果存在的话，$Σ^-$的密度要大得多），并考虑介子交换通道，它对无轻子的弱过程更有效。我们利用介子交换弱相互作用计算了非成对$npeμΛΞ^-$物质的体粘滞系数。一些粘性产生的非平衡过程被认为是（其中一些是第一次在中子星的上下文中）。计算的反应速率和体积粘度用简单的解析式近似，便于应用。应用我们的结果计算的不稳定窗口，我们认为，占超子可能是一个可行的解决方案的r-模式的问题。
2019-11-19 astro-ph.HE
Impact of bulk viscosity on the post-merger gravitational-wave signal from merging neutron stars
本文首次在双中子星并合模拟中采用二阶相对论耗散流体方程，研究由 Urca 反应决定的体粘滞对并合后引力波的影响，发现体粘滞会抑制核心振荡、保持 m=2 形变并增强引力波辐射，能量增幅在小粘滞下约 2%、大粘滞下可达 30%。
2025-03-04 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Impact of muons on the bulk viscosity of neutron star matter metamodels
Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；Facultat de Física, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学物理学院）
本文研究μ子对中子星物质bulk黏度的影响，分析了对称能量斜率L变化时的黏性 dissipation 变化，发现L增加对黏度有显著影响，并在某些密度下出现双峰结构。
2026-09-29 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
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。
2021-01-17 astro-ph.HE nucl-th
Isospin Equilibration in Neutron Star Mergers
本研究分析中子星并合温密条件下npe物质的同位旋平衡，纳入中微子透明性修正，发现T≈5 MeV时弛豫与密度振荡共振并增强体黏度。
2024-05-12 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Delta-resonances and hyperons in proto-neutron stars and merger remnants
在中子星双星合并残留物和超新星特征条件下，研究了致密热$Δ$共振混合超核物质的状态方程和组成。冷，中微子自由制度也被认为是一个参考的天体物理约束的EoS的致密物质。我们的形式主义使用的协变密度泛函（CDF）理论成功地适应，包括完整的$J^P=1/2^+$重子八重态和非奇怪的成员$J^P=3/2^+$与密度相关的耦合，已适当调整到现有的实验室和天体物理数据。在有限温度下，$Δ$共振的作用是软化超核物质在中等密度下的EoS，并在高密度下软化EoS。在低温下，如果$Δ$ -介子耦合与核子-介子耦合接近，则重子$Λ$，$Δ^-$，$Ξ^-$，$Ξ^0$和$Δ^0$按给定的顺序出现.与超子的情况一样，$Δ$共振的阈值随着温度的升高而向较低密度移动，这表明在低密度亚核区域中有很大一部分$Δ$。我们发现，在中微子捕获区，$Δ$ -共振包含很大一部分重子物质，在数十MeV量级的温度下，数量级为$10\%$，因此，可能会影响超新星和双中子星动力学，例如，通过直接Urca过程提供新的中微子不透明度来源或体粘滞度通道。讨论了等熵静态球对称热致密星的质量-半径关系。
2022-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
