Neutrino Emissivity in $Δ$-direct-Urca Processes Inside Neutron Stars
Indian Institute of Technology Jodhpur（焦特普尔印度理工学院）；INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）
本研究推导了中子星内部 $\Delta$-直接Urca过程的中微子发射率，发现其与核子-直接Urca过程相当，填补了该过程冷却贡献的量化空白。
2026-10-06 nucl-th
Effect of Magnetic Fields on Urca Rates in Neutron Star Mergers
本研究针对（原）中子星等环境中的乌卡过程，通过对不同状态方程进行温度与磁场依赖的速率积分，发现几MeV温度下磁场对乌卡速率影响显著（尤其在直接乌卡阈值附近），且对中子衰变速率的影响强于电子俘获速率，会改变味平衡。
2025-04-17 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
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。
2023-03-20 astro-ph.HE nucl-th
Gap-bridging enhancement of modified Urca processes in nuclear matter
在中子星密度和温度下的核物质中，库珀配对导致在核子激发谱中形成一个间隙，导致许多输运系数的指数强玻尔兹曼抑制。以前的计算表明，足够大的振幅的密度振荡可以克服这种抑制风味改变$β$过程中，通过“间隙桥接”的机制的证据。我们解决的简化，在最初的工作，并表明，间隙桥接可以抵消玻尔兹曼抑制中微子发射率的修改后的Urca过程的现实情况下，在物质与$^3P_2$中子配对。
2017-01-14 astro-ph.HE nucl-th
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
Role of the $δ$ Meson in the Equation of State an Direct Urca Cooling of Neutron Stars
University of Coimbra（科英布拉大学）；Normandie Univ., ENSICAEN, UNICAEN, CNRS/IN2P3, LPC Caen（诺曼底大学、ENSICAEN、UNICAEN、法国国家科学研究中心/法国国家粒子物理研究所、卡昂低能物理实验室）
研究δ介子对中子星方程 of 状态和直接Urca冷却阈值的影响，揭示其在中子星热演化中的作用。
2025-03-24 astro-ph.HE nucl-th
In-medium enhancement of the modified Urca neutrino reaction rates
我们计算了中子星内核致密核物质中修正的Urca中微子发射率。我们发现，这些利率是强烈增强的β稳定的物质在区域的核心接近直接Urca过程的阈值。这种增强可以追溯到虚拟核子传播子中介质内核子谱的使用。我们在非相对论Bruckner-Hartree-Fock框架下考虑了两体力和有效三体力，描述了介质中核子散射，尽管所提出的增强并不依赖于核子相互作用的特定处理方式.最后，我们提出了一个简单的近似表达式的n分支的修改Urca过程，可用于中子星冷却模拟与任何核子状态方程的致密物质。
2018-09-18 astro-ph.HE nucl-th
Rearrangement of the Fermi Surface of Dense Neutron Matter and Direct Urca Cooling of Neutron Stars
提出了在中子星的量子流体内部的一部分中可能发生单粒子自由度的重排。这种重排与自旋-同位旋集体模式的明显软化有关，在密度增加的情况下，这种软化导致π介子凝聚。基于多体理论基本关系的论证和估计表明，这一现象的一种实现可能会通过直接显示$T^5$温度依赖性的厄卡过程产生非常快速的恒星冷却。
2000-03-13 astro-ph nucl-th
Constraining URCA cooling of neutron stars from the neutron radius of 208Pb
钱德拉天文台最近的观测表明，一些中子星可能会迅速冷却，这可能是通过直接的URCA过程，这需要很高的质子分数。质子分数由核对称能确定，其密度依赖性可以通过测量重核（如208 Pb）的中子半径来约束。这样的测量对于可靠地将质子分数外推到中子星中存在的更高密度是必要的。大的中子半径意味着208 Pb的刚性对称能量随着密度的增加而迅速增长，从而有利于高质子分数并允许直接URCA冷却。通过使用各种相对论有效场论模型，对208 Pb中子半径的预测与致密物质中的质子分数相关。预测208 Pb中子（Rn）减去质子（Rp）的均方根半径为Rn-Rp<0.20 fm的模型中，质子分数太小，不允许直接URCA冷却1.4太阳质量的中子星。相反，如果Rn-Rp>0.25 fm，则直接URCA过程（所有模型）都允许冷却1.4太阳质量的中子星。杰斐逊实验室的宇称半径实验旨在精确测量208 Pb中的中子半径，并通过宇称破坏电子散射独立建模。这样的测量将大大提高我们确认或排除中子星直接URCA冷却的能力。
2002-07-23 astro-ph hep-ph nucl-th
Cassiopeia A and direct URCA cooling
我们的模型中子星冷却，特别是目前的快速冷却的中子星Cas A，具有强大的直接Urca过程的微观核物质状态方程，并使用兼容的核配对间隙以及有效质量。有几种情况可以解释Cas A的特征，但只有大的和扩展的质子$^1S_0$间隙和小的中子$^3PF_2$间隙能够容纳完整的电流冷却数据的主要部分。我们的结论是，强大的直接Urca过程的可能性不能排除从冷却分析。
2015-11-13 nucl-th
Evidence of Nuclear Urca Process in the Ocean of Neutron-Star Superburst MAXI J1752$-$457
RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所前沿研究研究院）；Institute of Modern Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院近代物理研究所）；School of Nuclear Science and Technology, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学核科学与技术学院）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical & Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心）；Department of Physics, Tokyo University of Science（东京理科大学物理学系）；Graduate School of Advanced Science and Engineering, Hiroshima University（广岛大学先进理工学研究科）；Academi Support Center, Kogakuin University（工学院大学学术支援中心）；Center for Nuclear Study (CNS), The University of Tokyo（东京大学核研究教育中心）
通过观测MAXI J1752-457中子星超爆发后4天的快速冷却，研究发现核Urca过程可能在超爆发后持续主导2天，为探测超爆发残余物提供了新途径。
2026-10-14 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Beyond modified Urca: the nucleon width approximation for flavor-changing processes in dense matter
针对中子星Urca过程计算中修正Urca在阈值密度处的非物理发散问题，提出用核子宽度替代修正Urca的可系统改进方法，所得Urca率在对应密度区间与既有近似吻合，低密度下率增强超一个数量级。
2024-06-19 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Constraining the high-density behavior of nuclear symmetry energy with direct Urca processes
本文在相对论平均场模型中研究对称能密度依赖性，通过修改DD2和DDMEX的同位旋通道并结合贝叶斯推断，约束中子星内直接Urca过程的开启条件，发现其最低质量对应对称能斜率大于60 MeV且倾向正的不可压缩系数。
2024-11-26 astro-ph.HE nucl-th
Extending multi-messenger constraints on neutron star matter through the inclusion of direct Urca cooling
Universität Potsdam（波茨坦大学）；National Research and Innovation Agency (BRIN)（国家研究与创新署）；Utrecht University（乌得勒支大学）；Nikhef（尼赫夫）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））
本研究通过贝叶斯方法将直接Urca冷却约束纳入中子星状态方程推断，结合多种观测数据，发现该约束偏好更硬的状态方程，并提高了标准质量中子星内部的质子份额，展示了组成敏感观测量在多信使推断中的价值。
2026-09-25 astro-ph.HE nucl-th
Direct Urca processes involving singlet proton superfluidity in neutron star cooling
重子直接Urca过程A：$n\rightarrow p+e+\barν_{e}$，B：$Λ\rightarrow p+e+\barν_{e}$，C：在相对论平均场近似下，给出了与中子星冷却有关的$Ξ^{-}\rightarrowΛ+e+\barν_{e}$.利用中微子能量损失的相对论表达式，计算了反应B和反应C对中微子光度的贡献.结果表明，反应A，B，C的总中微子光度分别是反应A，B，C的总中微子光度的1/2和1/2，反应B和C的总中微子光度分别是反应A，B，C的总中微子光度的1/2和1/2.反应B和C的总中微子光度分别是反应A，B和C的总中微子光度的1/2和1/2.反应C的总中微子光度分别是反应B和C的总中微子光度的1/2和1/2.反应B和C的总中微子光度分别是反应B和C的总中微子光度的1/2和1/2.反应C的总中微子光度分别是反应B和C的1/2.反应B和C的总中微子光度分别是反应B和C的1/2和C的总中微子光度的1/2.反应C的总在质量范围1.603-2.067 $M_{\odot}$（TM 1模型为1.515-1.840 $M_{\odot}$）内，GM 1模型的C值大于npe $μ$物质中中子星的相应值。超子直接Urca过程B和C虽然降低了反应A的中微子发射率，但说明反应B和C仍然使上述区域的中微子总光度增强.此外，当我们只考虑中子星冷却中的$^{1}S_{0}$质子超流性…
2016-05-02 nucl-th
Direct Urca processes on nucleons in cooling neutron stars
我们利用场论模型对简并重子物质中由Urca过程直接作用于核子引起的中微子能量损失进行了相对论计算。通过分析，在β平衡下，超致密核物质中的中子直接衰变是开放的，这仅仅是由于等矢量介子场在介质中的质子和中子之间产生了一个大的能隙。我们的中微子能量损失的表达式，在平均场近似下得到的，结合了核子反冲，宇称破坏，弱磁性和赝标相互作用的影响。对于我们的公式的数值测试，我们使用的多组分重子物质的自洽相对论模型。直接Urca反应的相对论发射率被发现大大大于预测的非相对论方法。我们发现，由于弱磁效应，相对论发射率增加约40- 50%，而赝标相互作用仅略微抑制能量损失，约5%。
2002-10-20 astro-ph hep-ph nucl-th
Weak magnetism effects in the direct Urca processes in cooling neutron stars
在平均场近似下，我们研究了在简并重子物质中，弱磁性和赝标相互作用对相对论核子直接Urca过程引起的中微子能量损失的影响.我们的中微子能量损失公式包含核子反冲，宇称破坏，弱磁性和赝标相互作用的影响。对于我们的公式的数值测试，我们使用的多组分重子物质的自洽相对论模型。我们发现，由于弱磁效应，相对论发射率增加约40- 50%，而赝标相互作用仅略微抑制能量损失，约5%。
2002-10-20 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino emission in cold neutron stars: Bremsstrahlung and modified urca rates reexamined
本文重新评估冷中子星中微子发射的修正 URCA 与轫致辐射速率，修正旧有误差并去除三角形近似，发现ρ介子交换影响显著，冷却速率最多降低一半，提供完整解析公式供数值实现。
2024-11-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Relativistic direct Urca processes in cooling neutron stars
导出了中子星中简并重子物质中直接Urca过程引起的中微子能量损失的相对论表达式。我们使用两种不同的方法来计算我们感兴趣的反应所引起的发射率。首先，我们用费米的“黄金法则”进行一个标准的计算。第二个计算，得到相同的表达式，执行与援助的偏振功能的介质。我们的中微子能量损失的结果强烈不同于以前的非相对论的结果。当考虑质子和中子之间的不对称性时，我们还讨论了通过介质中的弱带电流的反应中重子矢量流的不守恒。上述效应，没有讨论的文献中，以前，大大修改的极化函数的重子物质中感生的弱带电电流。
2001-10-16 astro-ph hep-ph nucl-th
$K^-$-Driven Direct Urca Cooling in Rotating Neutron Stars: A Bayesian Study
BITS Pilani, Hyderabad Campus（比拉理工学院海德拉巴校区）
利用贝叶斯推断和NICER观测约束反Kaon-核子光学势，研究反Kaon凝聚对中子星状态方程和冷却的影响，发现强吸引势降低直接Urca阈值，旋转抑制冷却。
2026-06-25 astro-ph.HE nucl-th
The High-Density Symmetry Energy and Direct Urca
核子物质的对称能通常被假定为同位旋密度的二次函数。虽然这在亚饱和密度下可能是合理的，但在超饱和密度下没有必要强制执行此限制。四次项的存在可以强烈地改变直接Urca过程的临界密度，从而导致中子星更快的冷却。中子星冷却的预测低于观测数据，可以修复的一些状态方程，有效地关闭直接Urca过程的四次项。
2006-07-18 astro-ph nucl-th
Fast neutrino cooling of nuclear pasta in neutron stars: molecular dynamics simulations
快速中微子发射的直接URCA过程可以发生在不均匀的核面团阶段，预计在中子星的内壳。在这里，核子在核子面中的周期性势允许直接URCA反应满足动量守恒。我们改进了早期的工作，通过模拟各种各样的面食阶段（意大利面，华夫饼，千层面，和反意大利面）与大规模的分子动力学模拟。我们发现，在核面中直接URCA反应产生的中微子光度比NS核中修正的URCA反应产生的中微子光度大3 ~ 4个数量级。因此，来自pasta的中微子辐射可能会主导来自核心的辐射，这可能会显著影响中子星的冷却
2020-09-29 nucl-th
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
Kaon Condensates, Nuclear Symmetry Energy and Cooling of Neutron Stars
研究了不同核对称能下K介子凝聚中子星物质中URCA过程对中子星的冷却作用。用手征拉格朗日量描述K介子-核子相互作用。核物质能量的参数化的isoscope贡献和核对称能在isovector部门。核对称能的高密度行为在决定K介子凝聚的中子星物质的组成中起着至关重要的作用，而K介子凝聚的中子星物质的组成又影响着冷却性质。我们发现，随着密度的增加，对称能逐渐降低，使得K介子凝聚的中子星物质完全质子化。这种效应强烈地抑制了直接URCA过程，导致中子星冷却较慢，因为只有K介子诱导的URCA循环存在。相反，增加对称能量直接URCA过程中允许在几乎整个密度范围内的K介子凝聚存在。
2003-02-17 astro-ph nucl-th
A Study on the Triggering of Nucleonic Direct Urca Processes in Neutron Stars of Specific Masses and Their Hyperon Dependence
Changchun Observatory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台长春观测站）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究探讨了特定质量脉冲星中核子直接Urca过程的触发及其超子依赖性，发现超子分数显著影响中微子辐射特性。
2026-01-07 nucl-th
Improved Nuclear Physics Near $A=61$ Refines Urca Neutrino Luminosities in Accreted Neutron Star Crusts
我们在国家超导回旋加速器实验室进行了$^{61}{\rm Zn}$的Penning阱质量测量，并使用GXPF 1A哈密顿量对$^{61}{\rm Zn}$和$^{62}{\rm Ga}$结构进行了NuShellX计算，以获得对$^{61}{\rm Zn}(p,γ)^{62}{\rm Ga}$和$^{60}{\rm Cu}(p,γ)^{61}{\rm Zn}$反应速率的改进估计。利用MESA程序测量I型X射线爆发的天体物理条件，实施我们改进的反应速率，并考虑最近文献中更新的$^{61}{\rm V}$和$^{61}{\rm Cr}$的核质量，我们从重要质量数$A=61$ urca冷却源中修正了吸积中子星壳的中微子光度.这提高了我们对地壳深部加热和浅层之间的热屏障的理解，在浅层需要额外的热量来解释X射线超爆，以及预期的冷却瞬态光变曲线中地壳乌尔卡中微子发射的签名。
2021-10-27 nucl-ex nucl-th
Effects of the Symmetry Energy and its Slope on Neutron Star Properties
在这项工作中，我们研究了对称能和它的斜率对中子星的三个主要性质的影响：最大质量，正则1.4 $M_\odot$的半径和最小质量，使直接URCA效应。我们利用相对论量子强子动力学的四个参数化，并在可接受的值内改变对称能。我们看到，虽然最大质量几乎与它无关，但正则$1.4M_\odot$的半径和能够产生直接URCA效应的质量与对称能及其斜率密切相关。此外，由于我们期望半径随着斜率的增加而增加，当我们将这个量增加到一定值以上时，就会出现理论极限。
2014-05-20 astro-ph.HE 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
Direct URCA process in light of PREX-2
我们研究了PREX-2数据的核对称性能量约束的最新发展对致密物质状态方程的影响及其对dURCA阈值密度的影响。本文在协变密度泛函理论的框架下构造了状态方程，实现了非线性和密度依赖模型的耦合方案，并探索了由最近PREX-2数据导出的同位旋非对称性参数值约束下的等矢量-矢量介子-重子耦合参数空间。修改后的参数集被应用于评估致密物质的性质。我们发现，更新后的数据表明dURCA过程发生在中子星，即使质量低至一个太阳的质量。
2022-02-12 astro-ph.HE nucl-th
Three-body force effect on neutrino emissivities of neutron stars within the framework of the Brueckner-Hartree-Fock approach
在Brueckner-Hartree-Fock方法框架下，采用AV 18两体相互作用加微观三体力，研究了三体力对中子星物质中中微子发射率和中子星总中微子发射率的影响.直接Urca过程的中微子发射率比修改后的Urca过程的中微子发射率大得多。列入TBF大大降低了直接Urca过程涉及电子和μ子的密度阈值。对于小质量的中子星，TBF效应对中子星总中微子发射率的影响很小，可以忽略不计。对于大质量的中子星，TBF效应变得明显，对于给定质量$M=1.6M_{\odot}$的中子星，TBF的加入可以使总中微子发射率提高约50%。
2013-07-11 astro-ph.SR nucl-th
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
Muons and emissivities of neutrinos in neutron star cores
在这项工作中，我们考虑的各种URCA过程中的中微子排放相关的中子星的核心区域的μ子的作用。计算是针对$β$ --有和没有μ子的稳定核物质进行的。我们发现μ子的密度为$ρ= 0.15$ fm $^{-3}$，略接近核物质的饱和密度$ρ_0 =0.16$ fm $^{-3}$。核子的直接URCA过程在密度低于$ρ= 0.5$ fm $^{-3}$时是被禁止的，但是修改的URCA过程与μ子$(n+N\rightarrow p+N +μ+\overlineν_μ, p+N+μ\rightarrow n+N+ν_μ$），其中$N$是核子，导致中微子发射率与$(n+N\rightarrow p+N +e +\overlineν_e, p+N+e \rightarrow n+N+ν_e$）相当。这为解释中子星的快速冷却提供了进一步的可能性。然而，超导质子在低于$0.4$ fm $^{-3}$的密度下降低这些发射率。
1995-10-23 nucl-th
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。
2019-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Cooling of Isolated Neutron Stars with Hyperon-mixed Kaon-Condensation Matter
The University of Manchester（曼彻斯特大学）；Indian Institute of Technology, Roorkee（印度理工学院鲁尔基分校）；RIKEN（理化学研究所）；Chiba Institute of Technology（千叶工业大学）；Kurume Institute of Technology（久留米工业大学）
研究孤立中子星中含超子-混合K-超流物质的冷却过程，探讨质子超导性对冷却的影响，发现质子超导性可使K-超流过程主导，为中子星冷观测提供超流性证据。
2026-09-14 astro-ph.HE 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
Ruling out nucleonic direct Urca cooling in low-mass neutron stars using nuclear data
Université de Caen Normandie, ENSICAEN, CNRS/IN2P3, LPC Caen UMR6534（卡昂诺曼底大学，ENSICAEN，CNRS/IN2P3，LPC Caen UMR6534）；Dipartimento di Fisica “Aldo Pontremoli”, Università degli Studi di Milano（米兰大学物理系“Aldo Pontremoli”）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所，米兰分部）；Department of Physics, University of Houston（休斯顿大学物理系）；Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL), CEA/DRF-CNRS/IN2P3（重离子国家大型加速器（GANIL），CEA/DRF-CNRS/IN2P3）
本研究结合核结构数据、INDRA-FAZIA输运数据及贝叶斯推断，构建致密物质状态方程元模型，约束对称能，从而将低质量中子星中心质子分数确定得更为精确，并将直接Urca冷却起始概率从约20%降至低于1%，排除了其在该类星体中的发生。
2026-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
On the potential of probing the neutron star composition in accreting X-ray binaries
本文通过统计评估深地壳加热情景及各类不确定性，表明低质量 X 射线双星观测数据有望区分中子星的强子物质、直接 Urca 和夸克物质等核心成分。
2024-06-11 astro-ph.HE nucl-th
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。
2017-09-14 astro-ph.HE nucl-th
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
Parity-doubled nucleons can rapidly cool neutron stars
本文提出宇称双重核子（$N_-$）参与的直接Urca过程可在低温和中等密度下主导中子星冷却，为手征对称性恢复模式提供天体物理特征。
2025-10-23 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Microscopic Nuclear Equation of State with Three-Body Forces and Neutron Star Structure
利用非对称核物质的微观状态方程计算了非旋转中子星的静态性质。物态方程是在Brueckner-Bethe-Goldstone多体理论框架下计算的。我们引入了三体力，以再现正确的核物质饱和点。一个微观良好的行为状态方程的推导。我们得到了一个最大质量位形，它具有$M_{max} = 1.8 M_\odot$，半径为$R = 9.7$ km，中心密度为$n_c = 1.34~fm^{-3}$。我们发现质子分数超过临界值$x^{Urca}$，直接Urca过程的发病，在密度$n \geq 0.45~fm^{-3}$。因此，在我们的模型中，质量高于$M^{Urca} = 0.96 M_\odot$的NS可以经历非常快速的冷却，这取决于NS内部是否发生核子超流性。与其它微观模型进行了比较，并计算了中子星结构。
1996-07-10 astro-ph nucl-th
Neutron transfer reactions in accreting neutron stars
本文提出了一种新的吸积中子星核反应--中子转移，即弱束缚中子从一个核到另一个核的量子隧穿。我估计固定的原子核分离的速率，然后在实际的原子核分布上平均结果，得到天体物理条件下的速率值。中子转移可以改变吸积中子星中的反应链，从而影响它们的加热和冷却。特别是，它可以抑制URCA对核的冷却，这对最热的中子星来说是至关重要的。
2018-11-21 astro-ph.HE nucl-th
Vortex creep heating in neutron star cooling with direct Urca processes in heavy neutron stars
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）
本研究针对重中子星中直接Urca冷却与涡旋蠕变加热（VCH）的相互作用，通过代码实现VCH并验证，确定稳态加热适用域，量化$(B,P_0)$对VCH特征的调节，引入3D表示消除简并，为中子星冷却分析提供实用有效图。
2025-11-17 astro-ph.HE nucl-th
Proton gaps and cooling of neutron stars with a stiff hadronic EoS
最近对脉冲星J 00737 - 3039 B、伴星J1756-2251和双星PSR J1614-2230、PSR J 0348 -0432的质量测量表明，存在质量范围从1.2到2 $M_\odot$的致密星。为了满足约束$M_{\rm max}>2M_{\odot}$，并证明纯粹的强子和进一步的混合星的冷却方案的可能性，我们利用刚性DD 2强子状态方程产生最大的中子星质量$M\simeq 2.43 M_{\odot}$。我们表明，“核介质冷却”的情况下，中子星舒适地解释了整组冷却曲线的变化的恒星质量没有必要的直接Urca反应的发生。要描述的冷却数据与非常僵硬的DD 2状态方程，我们选择一个质子间隙分布从文献中利用，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。当满足以下条件时，可以用DD 2状态方程解释年轻中子星的快速冷却现象：存在有效的介质修正的Urca过程，以及在密度$n\le 2n_0$处大的质子能隙对于$n\ge (2.5 - 3) n_0$消失，其中$n_0$是饱和核密度.
2015-07-16 astro-ph.HE hep-ph 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
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
Microscopic nuclear equation of state with three-body forces and neutron star structure
本文采用基于Brueckner-Bethe-Goldstone多体理论的非对称核物质微观物态方程计算了非旋转中子星的静态性质。我们使用Argonne AV 14和Paris两体核力，由Urbana模型实现三体力。当使用AV 14（Paris）相互作用时，我们用$ M_{max} = 1.8 M_{\sun}$（$M_{max} = 1.94 M_{\sun}$）获得了最大质量构型。它们都与观察到的NS质量范围一致。直接Urca过程的开始发生在密度$n \geq 0.65~fm^{-3}$的AV 14电位和$n \geq 0.54~fm^{-3}$的巴黎电位。因此，质量高于AV 14的$M^{Urca} = 1.4 M_{\sun}$和巴黎势的$M^{Urca} = 1.24 M_{\sun}$的NS可以经历非常快速的冷却，这取决于NS内部超流的强度。与其他微观模型的EOS比较显示出明显的差异。
1997-07-25 astro-ph nucl-th
Possibility of rapid neutron star cooling with the realistic equation of state
快速冷却过程是否发生对中子星的热演化至关重要。特别是，直接Urca过程的阈值，这是一个快速冷却过程，是由内部质子分数$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
Neutron star properties: Constraining the nuclear matter EoS
我们研究了对称能密度依赖性对中子星几种性质的影响。特别地，我们研究了潮汐形变和中子星半径对核物质状态方程的约束，使用了一组不同的相对论和非相对论平均场模型，这些模型与有限核的体性质和观测到的中子星最大质量的下限相一致.潮汐变形能力和半径表现出很强的相关性与具体的线性组合的等密度线和等矢量核物质参数与EoS。这样的相关性表明，一个精确的值的半径或潮汐变形性可以把紧边界上的几个EoS参数，特别是在斜率的不可压缩性和曲率的对称能量。我们表明，密度依赖的对称性能量有一个直接的影响量的奇怪内冷致密物质，因此，直接Urca过程和冷却的中子星。我们解释了SAX1808.4 -3658的低光度是超声波直接Urca过程的结果。最后，我们讨论了对称能的密度依赖性对磁化中子星壳核过渡区扩展的强烈影响。由于磁场效应，地壳及其复杂性的增加可能对毛刺机制或对磁场衰减具有作用。
2019-04-08 astro-ph.HE nucl-th
Bulk viscosity from Urca processes: $npeμ$ matter in the neutrino-transparent regime
本研究计算中微子透明$npeμ$物质中Urca过程驱动的体黏滞系数，发现其呈扁平化形状，并在特定温度密度区间有效阻尼密度振荡，影响合并后天体演化。
2023-10-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
On the importance of viscous dissipation and heat conduction in binary neutron-star mergers
通过对中子星合并产生的引力波的测量来推断致密物质的性质是最令人兴奋的前景之一。然而，如果粘性耗散和能量输运能够在合并后物体的存活时间内发挥重要作用，则需要进行可靠的数值模拟，其中包括粘性耗散和能量输运。我们计算了耗散的典型形式的时间尺度，发现热输运和剪切粘度将不重要，除非中微子捕获发生，这需要温度高于约10 MeV和梯度超过0.1公里或更少的长度尺度。另一方面，如果直接Urca过程仍然受到抑制，留下修改Urca过程建立风味平衡，则体粘滞耗散可以对在合并之后立即观察到的密度振荡提供显著的阻尼。当与最先进的合并模拟的数据进行比较时，我们发现，在一个典型的中子星合并中，体粘滞系数的值接近其共振最大值，这促使我们更仔细地评估体粘滞耗散在合并中子星引力波信号中的作用。
2017-07-29 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Cooling of neutron stars in soft X-ray transients
软X射线瞬变（SXRT）中中子星的热状态被认为是由吸积物质中的“深地壳加热”决定的，吸积物质通过从内部发射光子和中微子来驱动静态亮度和冷却。在这项研究中，我们假设一个全球性的热稳定状态的瞬态系统和计算的加热曲线（静态表面光度作为平均吸积率的函数）从理论模型预测，考虑到在状态方程的变化，超流间隙，轻元素层的厚度和直接Urca阈值的唯象描述。我们进一步提供了这些参数的不确定性的统计分析，并比较了几个SXRT，特别是两个源包含最冷的（SAX J1808.4-3658）和最热的（Aql X-1）中子星的观测的整体结果。对观测数据的解释表明，最大质量的恒星需要直接的Urca过程，也表明了小的超流体间隙。
2017-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR 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
Neutron Stars and Massive Quark Matter
用色-电介质模型描述夸克禁闭，包括奇异夸克和考虑β平衡，我们得到了半径为$R\approx 9$ km的静态中子星的质量在$1.3\leq M/M_{\odot}\leq 1.54 $范围内。通过直接URCA机制获得快速冷却。讨论了中子星组成的意义。
1995-05-26 nucl-th
