中子星的核子超流动性与散热观测

对中子星(Neutron stars)的散热模拟被假设其核心由中子、质子和电子组成，并使用中子和质子超流动临界温度 $T_{cn}(\rho)$ 和 $T_{cp}(\rho)$ 的真实密度轮廓进行计算。取一个 $T_{cp}(\rho)$ 的合适轮廓，其最大值约为 $5 \times 10^9$ K 时，可以获得从缓慢散热到快速散热的平滑转变。采用相同的轮廓后，可以通过中子星的不同质量进行散热来解释大多数来自孤立中间年龄中子星的热发射观测，这些中子星要么核心没有中子超流动，要么超流动较弱，$T_{cn} < 10^8$ K。所需的质量范围从 RX J0822-43 和(旧且温暖的)PSR 1055-52 以及 RX J1856-3754 的约 $1.2 M_\odot$ 到较冷的 Geminga 和 Vela 脉冲星的约 $1.45 M_\odot$。观测对 $T_{cn}(\rho)$ 和 $T_{cp}(\rho)$ 轮廓施加了限制，这些限制基于直接 Urca 过程的阈值密度以及中子星的最大中心密度。