两类中子星之间的转变

在文献[1]中我们已经证明,可能存在两类中子星,由正常中于物态构成的正常中子星以及由反常中子物态构成的反常中子星。当星体质量M<0.8M_⊙时,正常中子星是稳定的,反之,当M>0.8M_⊙时,反常中子星稳定。还指出,在M>0.8M_⊙及M<0.8M_⊙两区域,分别还有亚稳的正常中子星及反常中子星,并估计,稳定星与亚稳星之间的能量差约为10~(-2)M,所以,当整个星体发生相变时能放出10~(52)尔格的能量,这恰恰是超新星爆发的能量量级。因     

拖动时空

最近，研究人员在《天体物理杂志》上报道说，快速自旋的中子星所发出的Ｘ射线表明，这些中子星在旋转时，也在拖着它周围的时空结构一起旋转。阿姆斯特丹大学的皮特·琼克（Ｐｅｔｅｒ Ｊｏｎｋｅｒ）和他的同事们利用美国航空航天局（ＮＡＳＡ）的罗西Ｘ射线定时探测器发现了上述的Ｘ射线。 中子星是大质量星体在超爆发后留下的灰烬。中子星具有与太阳相同的质量，但是其直径只有１０英里，因此它具有强大的引力。 琼克所研究的中子星都是处于一种双星系统中，在这种系统中，中子星与普通的星互相绕着转动。中子星强大的引力把气体从与它…     

具有磁荷和磁矩的中子星温度分布规律的研究

具有磁荷和磁矩的中子星的静态外部度规的时间分量为式中为磁荷,P为磁矩,G为万有引力常数,M为中子星质量,r为中子星半径,c为光速。     

中子星质量的实验确定

中子星质量至今尚不能通过实验来确定.根据广义相对论,中子星表面发射光子的红移量为:     

反常中子星

1974年,李政道等提出反常核态理论,他们预言当核子的数密度大于某个临界值n_c(其值略大于通常原子核内的核子数密度)时,将发生正常核态向反常核态的相变。由中子星结构的计算知道,这种星内的中子数密度恰好在n_c附近,已具备了中子态相变的条件。因此对于中子星自然会提出如下一些问题:(1)在某些中子星内是否已经发生了由正常中子态到反常中子态的相变?(2)是否可能存在有一种新型的致密星体——反常中子星?(3)是否可能有亚稳的致密星体,例如,亚稳的正常中子星或亚稳的反常中子星?     

含有反常质子的反常中子星

在文[1]和[2]中,我们已经论证了可能存在两类中子星——由正常中子物态构成的正常中子星和由反常中子物态构成的反常中子星。文[1]和[2]用的都是均匀星体模型近似。文     

脉冲星的能量损失和年龄估计

自从六十年代发现脉冲星以来,在解释这种天体的理论模型方面,已取得大量的进展,Gold所提出的转动中子星模型已被广泛地接受,现在已很少有人怀疑脉冲星是一种中子星了。然而,在现行的中子星模型中有一些并未很好地确立的方面,也被普遍地接受。例如,一般认为,脉冲星的辐射可以用多极展开来描写,由此得到两个结果:1.如果中子星的辐射是纯偶极的,则其制动指数n=ω/必等于3;2.脉冲星年龄可以由其频率变化方程积分而求     

人类首次探测到中子星-黑洞并合

<正>2020年1月5日,美国的地基激光干涉引力波天文台(Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory, LIGO)探测到首例中子星-黑洞并合事件GW200105.这是继2015年9月14日探测到双黑洞并合引力波事件GW150914、2017年8月17日探测到双中子星并合事件GW170817之后,人类首次探测到中子星-黑洞并合事件(图1和2).     

X射线中子星磁场衰减

中子星磁场的起源与演化是当前讨论热点.近年发现X射线中子星磁场衰减与吸积质量成反关系,于是Shibazaki等提出了场衰减经验公式.本文从理论模型出发,推出这个反关系和经验公式,并给出场-周期关系.     

中子星内部各组分比例剖面

利用非对称核物质状态方程，基于β平衡及电中性条件，通过求解Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程给出了常规中子星（n,p.e^-和μ^-组成）各组分的比例关系及其径向分布，发现常规中子星内部存在一个半径大约为3．5km的纯中子物质芯，在半径大于3．5km时，质子，电子及μ^-子比例随半径先增加然后减小，在半径为8km处达到最大值，这些知识为进一步研究中子星的电磁性质及热力学演化提供了可能。     

含有反常质子的反常中子星

在文献[1]和[2]中,我们已经论证了可能存在两类中子星——由正常中子物态构成的正常中子星和由反常中子物态构成的反常中子星。文献[1]和[2]用的都是均匀星体模型近似。文献[3]讨论了非均匀星体模型,也得到了同样的结论。 按照李政道等所提出的反常核态理论,自然界可能存在一种强作用的同位标量O~ 介子,它与核子间的耦合相当于将核子的静止质量由m_n换成     

强磁场对中子星壳层结构的影响

中子星内壳层是由原子核与其周围的自由中子气和电子气共存而构成的非均匀物质.天文观测表明部分中子星内部可能存在高达10~(18)G的强磁场.因此中子星的内壳层结构会受到强磁场的明显影响.本文采用相对论平均场理论描述核子间相互作用,并考虑了质子和中子的反常磁矩.利用Wigner-Seitz近似描述中子星内壳层中的非均匀分布物质,并采用自洽Thomas-Fermi近似方法处理在强磁场环境中WignerSeitz原胞内的核子以及电子分布,从而研究强磁场对中子星内壳层中的非均匀相结构以及壳核相变等性质的影响.计算结果表明,与无磁场情况相比,内壳层中非均匀物质的每核子结合能、原子核pasta相结构和壳核相变密度等性质在磁场B≤10~(17)G的环境中不会发生明显变化.而B≥10~(18)G的强磁场会对中子星内壳层中的pasta相结构产生重要影响,使各种pasta相的每核子结合能降低,非球形原子核出现的阈密度和壳核相变密度减小.随着磁场强度B的增加,球形Wigner-Seitz原胞的半径减小,同时原胞内的核子分布变得更加弥散.     

探寻脉冲星的奥秘

脉冲星,就是旋转的中子星,因不断地发出电磁脉冲信号而得名.脉冲星的周期性使它成为天文学家非常有用的工具.利用脉冲星在二元中子星系统中的观测,间接证实了引力辐射的存在.在FAST望远镜的几个科学目标中,其中一个比较重要的观测对象就是脉冲星.     

中子星碰撞 金铂满堂

2017年10月中旬,科学家宣布探测到时一空组构中的涟骑——引力波,而这些引力波来自于一对死亡恒星——中子星的相互碰撞。这是科学家首次目睹两颗中子星的合并。这一发现或许有助于破解几十年来的一大奥秘:宇宙中的许多重元素是怎么产生的?     

SN 1987 A内亚毫秒脉冲星可能是一颗老年中子星

超新星SN 1987 A爆发的中微子暴的发现和作为Ⅱ型超新星的证认表明SN1987A内一定形成了一颗中子星,这将是迄今为止人们所知最年轻的一颗中子星,因此,1989年1月18日在SN 1987 A内发现的一颗周期为0.5ms的光学脉冲星(PSR 0535-69)自然被人们看成就是这样一颗新生中子星。 一般地说,一颗新生脉冲星,其自转常比较快,将0.5ms视作脉冲星的自转周期(P)是很自然的,这样一颗脉冲星的磁偶极辐射功率应高达     

未来实验室

未来实验室中子星有着奇妙的历史，这个意思完全不是指人们先意识到它们的存在，而却在过了３０年之后才从现实世界中发现了中子星。现在，这是一个很有名的故事：１９世纪３０年代早期，剑桥的一位研究生钱德拉塞卡（Ｓ．Ｃｈａｒｄｒａ－ｓｅｋｈａｒ）着手进行了一项工...     

中子星

一1932年,当发现中子的消息从伦敦传到哥本哈根时,玻尔、兰道等在一起讨论了这个发现的伟大意义。当时兰道就提出可能有山中子组成的致密星。1934年巴德和兹维基也独立地提出了中子星的概念,并且指出,中子星可能产生于超新星爆发,是大质量恒星演化的晚年。     

超速逃离银河系

不仅银河外星系正在远离银河系而去,科学家发现,一颗银河系内的超密中子星也在“试图”解脱银河系束缚,逃往广袤的宇宙星际空间。据《新科学家》杂志报道,科学家们借助美国国家科学基金资助的“超长基线射电望远镜阵列”,首次直接观测到这颗有史以来移动速度最快的中子星B1508     

利用不稳定原子核的衰变研究核物质对称能的性质

对称能可表征核物质中质子和中子的同位旋不对称效应,在核物理和天体物理方面都具有非常重要的作用,例如会对原子核的质量、奇特原子核的结构与性质、重离子核反应的物理机制、中子星的结构与成分和冷却过程等产生重要影响.目前人们对核物质对称能关于密度的依赖行为了解得还不够清楚,尤其是在高于饱和密度区域,对称能的性质还存在很大的不确定性.研究表明,除了二阶对称能,四阶对称能也会对中子星的冷却过程产生重要影响,也会影响到中子星壳的内侧边缘的具体位置等,进而影响到中子星的结构性质.利用Hugenholz-van Hove(HVH)基本定理,对称能的性质可以直接与核子单粒子势联系起来.不稳定原子核的衰变可以用于提取核子单粒子势的相关性质,也可以用于研究核物质对称能的密度依赖行为.     

引力波已在探测中

20世纪90年代,两位美国天文学家经长期观测,发现了两颗中子星的相互绕转运动状况,而它们的互绕周期会逐渐地延长,也即运动在稍稍变慢,这显然是由于运动中能量的丢失而引起的。据他们计算,这与两中子星因激起引力波所丧失的能量精确地吻合有关。他们的努力,