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
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
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
The cooling of the Cassiopeia A neutron star as a probe of the nuclear symmetry energy and nuclear pasta
在过去的十年中，对Cas A超新星遗迹中的中子星的X射线观测表明，这颗恒星的表面温度正在迅速下降$\approx$ $2-5.5\%$。一种解释认为，快速冷却是由恒星核心的中子超流引发的，导致中子库珀对断裂和形成（PBF）的中微子发射增强。使用一致的中子星地壳和核心状态方程（EOS）和成分，我们探讨了这种解释的灵敏度密度依赖的对称性能量$L$的EOS，并加强中微子冷却的存在下，在地壳“核面食”的气泡阶段。在保守的范围内的中子星质量和信封组成的冷却建模，我们发现$L\lesssim70$兆电子伏，与地球上的实验约束和其他天体物理观测的竞争。对于接近$M\gtrsim 1.65 M_{\odot}$的最可能质量的质量，约束变得更加严格$35\lesssim L\lesssim 55$ MeV。包含的气泡冷却过程降低了恒星在PBF阶段的冷却速率，只有当$L\lesssim45$ MeV，考虑到所有的质量，对应于中子星半径$\lesssim 11$公里，匹配观察到的速率。
2013-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
Cooling of the Cassiopeia A neutron star and the effect of diffusive nuclear burning
对中子星如何随时间冷却的研究可以为基础物理学提供宝贵的见解，如核物质状态方程、超导性和超流性。中子星冷却的一个关键关系是观测到的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。我们计算模型的信封，包括DNB和发现，DNB可以导致一个快速变化的信封组成，可以相关的理解长期冷却行为的中子星。我们还报告了对仙后座A超新星遗迹中年轻中子星的最新温度测量结果的分析。钱德拉在18年中的13次观测表明，中子星的温度正以每十年2- 3%的速度下降，这种快速冷却可以用恒星核心中质子超导体和中子超流体的存在来解释。
2019-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The Proper Motion of the Neutron Star in Cassiopeia A
钱德拉X射线天文台的高分辨率相机拍摄的图像被用来测量仙后座A中中子星在10年（1999-2009）基线内的自行。选择一个背景源和13个准静止的絮状物来配准两个图像。每个时期的特征之间的像素偏移使用四种不同的统计方法测量：高斯拟合，质心，互相关，和现金统计。在许多情况下，偏移测量在幅度和/或方向上相差多达1角秒，导致很大的不确定性。因此，对中子星运动的测量结果是东南方向390 +/- 400 km/s的边缘。这种运动是典型的年轻中子星的诞生速度，并且与基于中子星从光学喷出物的膨胀中心的偏移而推断的自行一致。
2013-07-12 astro-ph.HE
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。
2013-11-09 astro-ph.HE
A Neutron Star with a Carbon Atmosphere in the Cassiopeia A Supernova Remnant
热中子星的表面覆盖着稀薄的大气层。如果在中子星形成后有吸积，则大气层可能由轻元素（H或He）组成;如果没有吸积发生或如果在吸积后发生热核反应，则预计会有重元素（例如Fe）。尽管进行了详细的搜索，但观测仍无法确认孤立中子星的大气成分。在这里，我们报告的紧凑的X射线源在仙后座A超新星遗迹中心的档案观测分析。我们表明，碳大气层中子星（低磁场）产生一个很好的适合的光谱。我们的发射模型，与其他人相比，意味着发射的大小与理论预测的中子星的半径一致。这一结果表明，有核燃烧的表面层，也确定了紧凑的来源是一个非常年轻的（~330岁）中子星。
2009-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
A pair of unequal jets imparted the kick velocity to the neutron star of Cassiopeia A
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Kinneret College on the Sea of Galilee（加利利海金纳雷特学院）
本研究通过分析仙后座A遗迹的环状结构和三维模拟，提出不等能量喷流对通过kick-BEAP机制赋予中子星约400公里/秒的踢出速度，并支持抖动喷流爆炸机制。
2026-09-22 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
A propelling neutron star in the enigmatic Be-star $γ$~Cassiopeia
来自明亮光学恒星$γ$仙后座的神秘X射线辐射是一个长期存在的问题。$γ$ Cas是一个双星系统，由一颗Be型恒星和一颗性质未知的低质量伴星（$M\sim 1\,M_\odot$）组成，它们在Be盘平面上运行。在这里，我们应用准球形吸积理论到一个紧凑的磁化星，并表明，如果低质量的同伴的$γ$ Cas是一个快速旋转的中子星，关键的观测签名的$γ$ Cas是非常好的再现。直接吸积到这个快速旋转的中子星上受到螺旋桨机制的阻碍。在这种情况下，在中子星磁层周围形成了一个热壳层，它发射的热X射线与观测到的$γ$ Cas的X射线发射特性在定性和定量上一致。我们认为，$γ$ Cas和它的类似物构成了一个新的贝型X射线双星的子类托管快速旋转的中子星形成于超新星爆炸与小踢。$γ$ Cas及其类似物的后续演化阶段应该是X Per-type双星，包括低光度缓慢旋转的X射线双星。该模型解释了$γ$ Cas神秘的X射线发射，并建立了Be双星中各种类型的旋转磁化中子星之间的演化联系。
2016-10-25 astro-ph.HE
Tests of the nuclear equation of state and superfluid and superconducting gaps using the Cassiopeia A neutron star
观测到的仙后座A中子星的快速冷却可以解释为是由恒星核心中的中子和质子从正常状态到超流和超导状态的转变引起的。在这里，我们提出了两个新的钱德拉ACIS-S分级观测这个中子星和测量的中子星质量M和半径R发现从一致的拟合的X射线光谱和冷却行为。这种比较只对个别的核状态方程是可能的。我们测试的唯象超流和超导能隙模型，模仿许多已知的理论模型对冷却行为。我们对仙后座A数据的最佳拟合解是：（M，R）=（1. 44 Msun，12. 6 km）中子星是用BSK 21状态方程、强质子超导体和中等中子三重态超流能隙模型以及纯铁包层或铁包层上的薄碳层建立的，尽管仍有很大的观测和理论不确定性。
2015-01-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
X-ray bounds on cooling, composition, and magnetic field of the Cassiopeia A neutron star and young central compact objects
我们分析了4个年龄< 2500年的最年轻的中心致密天体（CCO）的多个Chandra和XMM-牛顿光谱，间隔9-19年：CXC160103.1 -513353（G330.2+1.0）、1 WGA J1713.4-3949（G347.3-0.5）和XMMU J172054.5-372652（G350.1-0.3）。通过拟合这些光谱与热模型，我们试图约束每个CCO的长期冷却速率，成分，和磁场。对于仙后座A中的CCO，19年来的14次测量表明，对于恒定或变化的X射线吸收，温度分别以2.2+/-0.2%或2.8+/-0.3%的十年速率下降（1 σ误差）。我们得到的冷却速率上限为17%的CXC160103.1 -513353和6%的XMMU J172054.5-372652。对于最古老的CCO，1 WGA J1713.4-3949，它的温度似乎在十年内增加了4+/-2%。假设每个CCO的首选距离和发射面积是整个恒星表面的很大一部分，非磁性碳大气光谱是一个很好的适合所有四个CCO的光谱。如果距离更大，发射面积更小，则使用氢气氛获得同样好的光谱拟合，对于CXMU J160103.1-513353，B <= 7x10^10 G或B >= 10^12 G，对于XMMU J172054.5-372652，B <= 10^10 G或B >= 10^12 G，1 WGA J1713.4-3949的非磁性氢…
2021-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Neutron star cooling within the equation of state with induced surface tension
我们研究中子星的热演化状态方程与诱导表面张力（IST），再现正常的核物质的属性，满足质子流约束，提供了一个高质量的描述强子多重性在核-核碰撞实验中创建的，它是同样兼容的约束，从天体物理观测和GW 170817事件。该模型的特点是强烈的直接Urca过程的恒星以上$1.91~M_{\odot}$。IST状态方程显示出非常好的协议与现有的冷却数据，即使没有引入核配对。我们还分析了单重态质子/中子和三重态中子配对对不同质量中子星冷却的影响。我们表明，在仙后座A中心的紧凑对象的描述并不一定需要包括中子超流性和/或质子超导性。我们的研究结果表明，仙后座A的数据可以充分地再现一个$1.66~M_{\odot}$星与轻元素的气氛。此外，IST EoS再现了仙后座A的表面温度的每个观测数据集，无论是由一个快速冷却的$\sim$ $1.955~M_{\odot}$星与配对和未配对的物质，或由一个$1.91~M_{\odot}$星与包含在单线态通道的中子和质子配对。
2020-11-24 astro-ph.HE
A Sub-Solar Metallicity Progenitor for Cassiopeia A, the remnant of a Type IIb Supernova
我们首次报道了在IIb型超新星（SN IIb）遗迹仙后座A中探测到Mn-K $α$线。锰（$^{55}$ Mn，在$^{55}$ Co衰变后）是一种富中子元素，与铬（$^{52}$ Cr，在$^{52}$ Fe衰变后）一起主要在爆炸性不完全Si燃烧状态下合成。因此，Mn/Cr质量比及其中子过剩反映了爆炸过程中相关燃烧层的中子化。钱德拉对仙后座A的存档X射线数据表明，Mn/Cr质量比很低，其值在0.10- 0.66的范围内，与一维SN爆炸模型相比，这要求在不完全Si燃烧层处的电子分数为0.4990 $\lesssim Y_{\rm e} \lesssim$ 0.5。假设太阳金属丰度祖先具有典型爆炸能量（$1 \times 10^{51}$ erg）的爆炸模型无法重现如此高的电子分数。在这样的模型中，爆炸Si燃烧制度只延伸到Si/O层建立在祖的流体静力学演化;在Si/O层的$Y_e$低于我们的观测约束所需的值。我们可以满足所观察到的Mn/Cr的质量比，如果爆炸硅燃烧制度延伸到O/Ne流体静力层，其中具有较高的$Y_{\rm e}$。这将需要仙后座A的太阳下金属丰度祖先（$Z \lesssim 0.5Z_{\odot}$）的高能（$> 2 \times 10^{51}$ erg）和/或不对称爆炸。低的初始金属丰度可以用来排除单星祖先的可能性，剩下的可能性是有一个紧凑的伴星（白矮星，中子星…
2020-03-20 astro-ph.HE
Measuring the Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A with all Chandra X-ray Observatory Detectors
年轻中子星（NS）的热演化反映了其核心的中微子发射特性。Heinke等人（2010年）在2000年至2009年期间测量了仙后座A（Cas A）NS表面温度的3.6+/-0.6%衰减，使用钱德拉X射线天文台ACIS-S探测器在分级模式下的存档数据。Page等人（2011年）和Shternin等人（2011年）将这种衰变归因于核心超流中子跃迁产生的中微子发射增强。在这里，我们测试这种下降，结合分析的Cas A NS使用所有钱德拉X射线探测器和模式（HRC-S，HRC-I，ACIS-I，ACIS-S在微弱模式，ACIS-S在分级模式），并添加2012年5月ACIS-S分级模式的观察，使用最新的校准（CALDB 4.5.5.1）。我们分别测量每个探测器的温度变化，并测试由于超新星遗迹附近的灯丝而产生的系统效应。根据HRC-S数据推断，我们发现有效温度在10年内衰减0.92%-2.0%，这取决于源和背景提取区域的选择，最佳拟合衰减为1.0+/-0.7%。相比之下，ACIS-S分级数据表明，10年内温度衰减为3.1%-5.0%，最佳拟合衰减为3.5+/-0.4%。使用其他探测器进行的较浅观测在10年内产生的温度衰减为2.6+/-1.9%（ACIS-I）、2.1+/-1.0%（HRC-I）和2.1+/-1.9%（ACIS-S微弱模式）。我们的最佳估计显示，10年内下降了2.9+/-0.9（sta…
2013-08-31 astro-ph.HE
Updated Proper Motion of the Neutron Star in the Supernova Remnant Cassiopeia A
利用二十余年钱德拉数据更新仙后座A中子星速度，两种方法测得日心速度275-436 km/s，排除高速，支持含踢动机制的模拟。
2025-01-21 astro-ph.HE
Hints of a second explosion (a quark nova) in Cassiopeia A Supernova
我们发现，在仙后座A（Cas A）的中子星（NS）的爆炸性转变为夸克星（QS）（夸克新星）的几天后，SN适当的可以解释一些令人困惑的运动学和核合成功能观察。在QN模型中，由于相对论QN中子对内部SN喷出物的散射，预计Fe和44 Ti之间的解耦以及44 Ti区域内Fe发射的缺乏。我们的模型预测的44钛是更突出的西北部的中央紧凑的对象（CCO）比在东南部和小它沿着东北-西南喷流，与NuStar的观测。Cas A的其他有趣的特征，如缺乏脉冲星风星云（PWN）和报告的CCO温度在10年内下降了百分之几，也得到了解决。
2014-08-15 astro-ph.HE
Hypercritical accretion phase and neutrino expectation in the evolution of Cassiopeia A
仙后座A是银河系中已知的最年轻的超新星遗迹，是天空中最明亮的射电源之一，也是超新星物理学的独特实验室。虽然它的致密残骸是在1999年由钱德拉X射线天文台发现的，但现在人们普遍认为中子星位于超新星残骸的中心。此外，新的观测表明，这种具有低磁场和碳大气证据的中子星可能在爆炸后几秒钟经历了超临界吸积阶段。考虑到这一超临界吸积事件，我们计算了超神冈实验中预期的中微子冷却效应、事件数和中微子味比。中微子冷却效应（中微子的发射率和光度）是通过在定制版本的FLASH代码中进行的数值模拟获得的。根据这些模拟，我们预测，在超级神冈实验中预计的事件数量约为3195。同样，我们估计的中微子味的比率被检测到考虑到中微子的有效潜力，由于热和磁化等离子体和由于信封的明星。值得注意的是，我们的估计对应于验证超临界阶段的唯一值得信赖的方法，尽管这一事件发生在330年前，但目前可能会出现具有这些相似性的超新星遗迹，从而证实了我们对这一阶段的预测。
2015-05-05 astro-ph.HE
Cooling of Compact Stars with Color Superconducting Quark Matter
我们展示了一个方案，考虑到仙后座A（Cas A）的中心源的紧凑型恒星的冷却。Cas A的观测结果表明，中心源是一颗高有效温度的致密星，这与没有奇异相的冷却是一致的。Cas A观察还给出了$M \geq 1.5 M_\odot$的质量范围。这可能与目前致密恒星的冷却方案相冲突，即重恒星显示出快速冷却。我们包括色超导（CSC）夸克物质相位对致密星的热演化的影响。我们假设CSC夸克相位的带隙能量很大（$Δ\gtrsim \mathrm{10 MeV}$），并模拟了致密星的冷却。我们目前的冷却曲线从紧凑型恒星的演化计算：而较重的恒星冷却缓慢，和较轻的指示相反的趋势。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
A dedicated Chandra ACIS observation of the central compact object in the Cassiopeia A supernova remnant
我们介绍了最近钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A中的中心致密天体（CCO）的观测结果。这一观测结果是在一个仪器配置中获得的，该配置结合了高空间分辨率和最小的光谱失真，它使我们能够搜索周期超过0.68秒的脉动。我们没有发现与CCO相关的扩展发射的证据，也没有统计学上显著的脉动（脉冲分数的3-sigma上限约为16%）。CCO光谱与幂律模型的拟合产生大的光子指数，γ \approx 5，和氢柱密度大于从SNR光谱获得的。与黑体模型的拟合在统计上是不可接受的。氢或氦中子星大气模型提供了更好的拟合，最佳拟合的有效温度为kT_{eff} ^ \infty \approx 0.2 keV，但它们需要一个小恒星的半径，R = 4 - 5.5 km，和一个低质量，M < 0.8 M_sol。一颗中子星不可能有这么小的半径和质量，但观测到的辐射可能来自一颗奇异夸克星的大气层。更有可能的是，CCO可能是一颗表面温度不均匀、表面磁场较低的中子星（所谓的反磁星），类似于其他三颗周期导数上限已经确定的CCO。根据氢大气模型的拟合，估算出的热光度L_{bol} ^ \infty \sim 6 \times 10^{33} erg s^{-1}与CCO年龄为330年的标准中子星冷却相一致。表面温度不均匀性的起源还有待了解，它可能是由中子星地壳中具有非常强的环形磁场的各向异性热传导引起的。
2009-08-19 astro-ph.HE
Nuclear medium cooling scenario in the light of new Cas A cooling data and the 2 M_sun pulsar mass measurements
最近，Elshalty等人在钱德拉近十年测量数据的基础上，重新分析了超新星遗迹仙后座A中中子星的表面温度，并增加了一个新的数据点。我们表明，所有可靠的已知的中子星的温度数据，包括那些属于仙后座A可以舒适地解释在我们的“核介质冷却”的中子星的情况。冷却速率解释了稠密物质中的介质修正的一π交换、对1S_0态的超流中子和质子配对的破偶形成过程中的极化效应以及其他相关过程。3P_2态中电子对断裂形成过程的发射率在我们的方案中是一个很小的量。成功描述仙后座A冷却的关键是电子和核子的热导率被介质效应降低。此外，我们利用了一个EoS，它在高密度下由于排除体积效应而变硬，并且能够描述2.1 M太阳的最大质量，因此包括PSR J1614-2230和PSR J 0348 +0432的最近测量。
2013-12-01 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
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
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
Data-driven exploration of the neutron $^3\text{P}_2$ pairing gap using Cassiopeia A neutron star observational data: Direct $χ^2$ minimization
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；RIKEN Nishina Center（理化学研究所西村中心）
该研究通过数据驱动的方法，利用Cassiopeia A中子星观测数据，探讨了中子$^3 ext{P}_2$配对间隙在不同PBF发射效率参数$q$下的优化响应，采用全局优化和局部精调方法，得出物理合理的配对间隙形状，并发现较大的有效PBF发射效率。
2026-05-18 astro-ph.HE cond-mat.quant-gas nucl-th
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
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
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
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
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
Cool WISPs for stellar cooling excesses
与理论模型相比，几个恒星系统（白矮星、红巨星、水平分支星，可能还有超新星遗迹仙后座A中的中子星）显示出对非标准冷却机制的轻微偏好。这种奇异的冷却可以由弱相互作用的细长粒子（WISP）提供，它产生于热的核心，并不受恒星阻碍，直接导致能量损失。单独来看，这些过剩并没有显示出强大的统计权重。然而，如果一种机制可以始终如一地解释其中的几个，那么这个暗示可能是重要的。我们从中微子反常磁矩、微荷电粒子、隐藏光子和类轴子粒子（ALP）等方面分析了这些线索。其中，ALP或无质量HP代表了最佳解决方案。有趣的是，暗示的ALP参数空间可以用于下一代ALP搜索，如ALPS II和IAXO，而无质量的HP需要多TeV的能量尺度的新物理，这可能在LHC上可以访问。
2016-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
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
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。
2025-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Thermal luminosities of cooling neutron stars
中子星的年龄和热光度，从观测推断，可以解释与中子星冷却理论的帮助下，获得信息的超致密物质的性质在中子星内部。我们提出了一个调查的估计年龄，表面温度和热光度的中年中子星与相对较弱或中等强度的磁场，这可能是有用的，为这些目的。该目录包括从文献中选出的结果，并补充了一些冷却中子星光谱分析的新结果。并与理论计算结果进行了比较。我们表明，理论冷却曲线与观测的总体一致性大大提高了模型中的中子超流性在恒星核心是弱的。
2020-06-30 astro-ph.HE
Fast neutron star cooling in light of the PREX-2 experiment
基于PREX-2实验增强的核对称能，研究典型质量中子星的快速冷却，发现其与观测数据兼容，支持直接Urca过程。
2023-08-31 astro-ph.HE
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。
2018-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Cooling Theory Faced with Old Warm Neutron Stars: Role of Non-Equilibrium Processes with Proton and Neutron Gaps
最近的观测已经发现了几个古老的温暖中子星的候选者，它们的表面温度高于标准中子星冷却方案的预测，因此需要一些加热机制。受这些观测的启发，我们研究了中子星在最小冷却情况下的非平衡β过程，这在中子星中是不可避免的。这种非平衡过程在中子星的核心产生了晚期加热，称为旋转化学加热，并显著改变了中子星表面温度的时间演化。为了对这种加热效应进行现实的分析，我们同时在计算这个过程的速率和发射率时考虑了单线态质子和三线态中子的配对间隙，其中还考虑了这些配对间隙对核子密度的依赖性。然后，我们将预测的中子星表面温度与最新的观测数据进行比较。我们发现同时包含质子和中子能隙有利于解释古老的温暖中子星，因为它增强了加热效应。然后发现，旧的温暖毫秒双星J2124-3358和J 0437 -4715的观测到的表面温度，解释了各种选择的核子间隙模型。通过选择每个中子星的初始自转周期，同样的设置与普通中子星的观测温度兼容，包括古老的温暖中子星J 0108 -1431和B 0950 +08。特别地，如果J2144-3933的初始周期为$\gtrsim 10\,\mathrm{ms}$，则可以满足J2144-3933的表面温度上限。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
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
Urca cooling pairs in the neutron star ocean and their effect on superbursts
中子星上的吸积爆发将富含氢和/或氦的物质沉积到中子星的包层中。吸积物质的热核燃烧强烈地产生Urca对\textrm{---}，这对原子核经历$e^-$ -俘获和$β^-$ -衰变的循环。Urca冷却中微子光度对$T^5$的强烈依赖意味着中子星内部的Urca对可能从吸积驱动的核反应中带走热量。在这项研究中，我们确定Urca对中子星的海洋\textrm{---}等离子体的离子和电子覆盖的中子星地壳\textrm{---}，并证明Urca冷却发生在海洋的所有深度。我们发现，Urca对在海洋和地壳降低海洋的稳态温度在吸积爆发和不稳定的碳点火，这被认为是触发超级爆发，发生更深的比否则。然而，冷却的超暴光变曲线只受到Urca对冷却的轻微影响，因为在高温的超暴后海洋中，超暴峰值辐射光度$L_{\rm peak}$总是比Urca对中微子光度$L_ν$大得多。
2016-11-10 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
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
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
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
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
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
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
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
