view Abstract Citations (1426) References (17) Co-Reads Similar Papers Volume Content Graphics Metrics Export Citation NASA/ADS The Ground State of Matter at High Densities: Equation of State and Stellar Models Baym, Gordon ; Pethick, Christopher ; Sutherland, Peter Abstract The equation of state of zero-temperature matter in complete nuclear equilibrium is given for mass densities below 5 X 1014 g . We redetermine, taking into account the effect of the Coulomb lattice and using more recent nuclear mass extrapolations, the sequence of equilibrium nuclides present at mass densities betv en 10' and 4.3 X 1011 g , the point of neutron drip; and calculate the equation of state here. For densities between 4.3 X 1011 and 5 X 1014 g the equation of state is taken from the calculations of Baym, Bethe, and Pethick; included is an extension of the equation of state to still higher densities, taken from the calculations of Pandharipande, which include the effects of hyperons. We calculate zero-temperature white-dwarf and neutron-star models for the equation of state. The maximum stable white-dwarf mass, the Chandrasekhar limit, is 1.00 io. The lightest stable neutron star has a mass 0.0925 M0 and a central density 1.55 X 1014 g cm-3 neutron stars between 0.0925 and 0.11 M0 are entirely solid. Moments of inertia, surface deformations, and mass quadrupole moments are calculated for slowly rotating neutron stars. Publication: The Astrophysical Journal Pub Date: December 1971 DOI: 10.1086/151216 Bibcode: 1971ApJ...170..299B full text sources ADS |

▪ Abstract Observation of cooling neutron stars can potentially provide information about the states of matter at supernuclear densities. We review physical properties important for cooling such as neutrino emission processes and superfluidity in the stellar interior, surface envelopes of light elements owing to accretion of matter, and strong surface magnetic fields. The neutrino processes include the modified Urca process and the direct Urca process for nucleons and exotic states of matter, such as a pion condensate, kaon condensate, or quark matter. The dependence of theoretical cooling curves on physical input and observations of thermal radiation from isolated neutron stars are described. The comparison of observation and theory leads to a unified interpretation in terms of three characteristic types of neutron stars: high-mass stars, which cool primarily by some version of the direct Urca process; low-mass stars, which cool via slower processes; and medium-mass stars, which have an intermediate behavior. The related problem of thermal states of transiently accreting neutron stars with deep crustal burning of accreted matter is discussed in connection with observations of soft X-ray transients. Observations imply that some stars cool more rapidly than can be explained on the basis of nonsuperfluid neutron star models cooling via the modified Urca process, whereas other star cool less rapidly. We describe possible theoretical models that are consistent with observations.

We show that the direct URCA process can occur in neutron stars if the proton concentration exceeds some critical value in the range 11--15%. The proton concentration, which is determined by the poorly known symmetry energy of matter above nuclear density, exceeds the critical value in many current calculations. If it occurs, the direct URCA process enhances neutrino emission and neutron star cooling rates by a large factor compared to any process considered previously.

The matter in neutron stars is essentially in its ground state and ranges in density up to and beyond 3 × 1014 g/cm3, the density of nuclear matter. Here we determine the constitution of the ground state of matter and its equation of state in the regime from 4.3 × 1011 g/cm3 where free neutrons begin to "drip" out of the nuclei, up to densities ≈ 5 × 1014 g/cm3, where standard nuclear-matter theory is still reliable. We describe the energy of nuclei in the free neutron regime by a compressible liquid-drop model designed to take into account three important features: (i) as the density increases, the bulk nuclear matter inside the nuclei, and the pure neutron gas outside the nuclei become more and more alike; (ii) the presence of the neutron gas reduces the nuclear surface energy; and (iii) the Coulomb interaction between nuclei, which keeps the nuclei in a lattice, becomes significant as the spacing between nuclei becomes comparable to the nuclear radius. We find that nuclei survive in the matter up to a density ∼ 2.4 × 1014 g/cm3; below this point we find no tendency for the protons to leave the nuclei. The transition between the phase with nuclei and the liquid phase at higher densities occurs as follows. The nuclei grow in size until they begin to touch; the remaining density inhomogeneity smooths out with increasing density until it disappears at about 3 × 1014 g/cm3 in a first-order transition. It is shown that the uniform liquid is unstable against density fluctuations below this density; the wave-length of the most unstable density fluctuation is close to the limiting lattice constant in the nuclear phase.

We give a quantitative account of the ground-state properties of the dilute magnetically trapped $^{87}$Rb gas recently cooled and Bose-Einstein condensed at nanokelvin-scale temperatures. Using simple scaling arguments, we show that at large particle number the kinetic energy is a small perturbation, and find a spatial structure of the cloud of atoms and its momentum distribution dependent in an essential way on particle interactions. We also estimate the superfluid coherence length and the critical angular velocity at which vortex lines become energetically favorable.

Microscopic calculations of neutron matter based on nuclear interactions derived from chiral effective field theory, combined with the recent observation of a 1.97 ± 0.04 M☉ neutron star, constrain the equation of state of neutron-rich matter at sub- and supranuclear densities. We discuss in detail the allowed equations of state and the impact of our results on the structure of neutron stars, the crust-core transition density, and the nuclear symmetry energy. In particular, we show that the predicted range for neutron star radii is robust. For use in astrophysical simulations, we provide detailed numerical tables for a representative set of equations of state consistent with these constraints.

It is found that just below nuclear saturation density more stable forms of dense matter exist than the near-spherical nuclei or bubbles customarily assumed. Because of the large effect of the Coulomb lattice energy, cylindrical and planar geometries can occur, both as nuclei and as bubbles. It is suggested that in order to approximate more complicated kinds of short-range order, the dimensionality should be regarded as a continuous variable ranging from $d=3$ (spheres) to $d=1$ (planes). The dependence of $d$ on density is illustrated, and its dependence on nuclear models discussed.

view Abstract Citations (582) References (31) Co-Reads Similar Papers Volume Content Graphics Metrics Export Citation NASA/ADS A Model for Compact X-Ray Sources: Accretion by Rotating Magnetic Stars Lamb, F. K. ; Pethick, C. J. ; Pines, D. Abstract The physics of accretion onto compact stars is considered, taking into account both the effects of stellar rotation and a stellar magnetic field. We show that far from the star the stellar magnetic field is screened by currents flowing in the accreting plasma, while close to the star the stellar field forces matter to corotate with the star. The location of the Alfve'n surface, where the transition between the two regimes occurs, depends on the flow pattern of the accreting matter beyond the Alfve'n surface and the rotation period of the compact star, as well as the mass accretion rate and the strength of the stellar magnetic field. Three types of flow pattern are considered: radial inflow toward the compact object, orbital motion about it, and streaming motion past it. For the accretion rates of interest the radius of the Alfve'n surface, , is found to be cm for a typical neutron star and cm for a typical magnetic degenerate dwarfl For neutron stars it is shown that inside the Alfve'n surface there is comparatively little flow of matter across field lines, so that accreting matter is channeled toward the magnetic poles of the star where it forms hot spots. The resulting radiation is shown to emerge from the neighborhood of the stellar surface in a strongly anisotropic angular pattern with a spectrum which depends on the details of the accretion process; for an oblique rotator, one has a natural mechanism for the production of pulsed radiation. For X-ray luminosities of the order of 10 ergs 1 it is shown that the temperature of the radiation, which is not generally expected to be blackbody in character, will be in excess of 6 keV. Comparison of the above model with the observations suggests strongly that the X-ray stars in the pulsating binary X-ray sources Cen X-3 and Her X-1 are accreting neutron stars with their magnetic axes inclined at substantial angles to their axes of rotation. The implications of this interpretation for the observed X-ray spectra and pulse wave-forms are discussed. The change in the X-ray pulsation period due to accretion of matter is calculated; the calculated time scales for the spin-up which occurs when there is orbital inflow toward a star rotating in the same sense as the orbital motion, is in excellent agreement with those observed in Her X-1 and Cen X-3. The possibility of significant optical pulsations and the likely existence of a minimum pulsation period for accreting X-ray stars are discussed. Subject headings: hydromagnetics - neutron stars - rotation, stellar - X-ray sources Publication: The Astrophysical Journal Pub Date: August 1973 DOI: 10.1086/152325 Bibcode: 1973ApJ...184..271L full text sources ADS |

A statistical formulation of the multifragmentation of finite nuclei is given. The approach considers the generalization of the liquid-drop model for hot nuclei and allows one to calculate thermodynamic quantities characterizing the nuclear ensemble at the disassembly stage. It is shown how to determine probabilities of definite partitions of finite nuclei and how to apply a Monte Carlo method. The importance of including finite-size effects is shown by comparison with infinite-like systems.