对低质量X射线双星4U 1636-53中mHz QPO中子星表面热辐射的研究

毫赫兹频率上的准周期震荡(mHz QPO)起源于中子星表面一种特殊模式的核燃烧,现阶段观测上对mHz QPO出现时中子星表面物理环境的研究仍非常有限.本文基于XMM-Newton望远镜对中子星X射线双星4U 1636-53的观测数据,通过能谱分析研究mHz QPO出现前后黑体热辐射成分的性质.研究显示,mHz QPO出现时中子星表面黑体辐射成分的温度降低了0.05 keV,热辐射流量降低了0.31×10^-10erg·cm^-2·s^-1.结果表明此次观测中,mHz QPO出现前燃烧区域的局部吸积率可能高于理论模型中选用的值.另外,mHz QPO发生时中子星表面热辐射流量的降低可能导致表面热辐射区域温度的降低.     

σ*和介子对中子星转动惯量的影响

本文利用相对论平均场理论并考虑重子八重态n,p,Λ,∑－,∑0,∑+,Ξ－,Ξ0, 对慢旋转中子星的转动惯量进行了计算. 研究发现,考虑σ*,介子的作用后中子星的转动惯量I增大了,中子星的转动惯量和质量的峰值均增大,并且其所达到峰值时所对应的中心能量密度εc也都增大了.     

σ*和φ介子对中子星转动惯量的影响

本文利用相对论平均场理论并考虑重子八重态n,p,Λ,∑-,∑0,∑+,Ξ-,Ξ0, 对慢旋转中子星的转动惯量进行了计算. 研究发现,考虑σ*,φ介子的作用后中子星的转动惯量I增大了,中子星的转动惯量和质量的峰值均增大,并且其所达到峰值时所对应的中心能量密度εc也都增大了.     

强磁场下中子星外壳层的Gamow-Teller跃迁电子俘获

以核素^55Co和^54Mn为例．讨论了强磁场下的中子星外壳层Gamow—Teller跃迁（G-T）电子俘获率．结果表明,对于大部分中子星,表面磁场（10^4～10^9T）对Cr-T跃迁电子俘获率的影响很小,对于超磁中子星．表面磁场（10^9～10^13T）使GT跃迁电子俘获率降低大约2—3个数量级．     

σ^＊和Ф介子对中子星转动惯量的影响

本文利用相对论平均场理论并考虑重子八重态{n，p，△，∑^-，∑^0，∑^＋，∑^-，∑^0}，对慢旋转中子星的转动惯量进行了计算．研究发现，考虑σ^＊，Ф介子的作用后中子星的转动惯量，增大了，中子星的转动惯量和质量的峰值均增大，并且其所达到峰值时所对应的中心能量密度εc也都增大了．     

核子“直接URCA”过程发生的条件和中子星的冷却机制

讨论了核子的“直接ＵＲＣＡ”过程发生的条件，发现在ＵＶ１４＋ＵＶⅡ态式描述的中子星物质中，核子的“直接ＵＲＣＡ”过程发生的条件是质子数分数必须超过０．１４；强调在中子昨丙“标准冷却”机制和“非标准冷却”机械可能同时存在；对几个没质量中子星的冷却过程的计算结果表明，引力 质量小于约１．６Ｍ的中子星核内应发生“标准冷却”过程，而在引力质量大于约１．６Ｍ的中子星核内可能存在２种冷却机制。     

γ暴辐射谱吸收特征的电子回旋共振吸收模型

运用半径典量子理论的电子回旋共振吸收系数,由辐射转移方程计算了通过磁中子星表面附近等离子休后的辐射谱,与γ射线暴的观测谱符合得很好。结果表明,有吸收特征辐射谱的γ射线暴可能是由强磁场的中子星产生的。     

温度对前身中子星转动惯量的影响

本文利用相对论平均场理论并考虑重子八重态n,p,Λ,∑-,∑0,∑+,Ξ-,Ξ0, 研究了温度对前身中子星转动惯量的影响. 研究发现: σ0,ω0,ρ0介子的势场强度以及中子和电子的化学势均随温度的升高而明显降低. 随着温度的升高, 前身中子星的转动惯量及其最大值增大,温度越高,最大转动惯量增大的幅度也越大. 另外,温度越高,前身中子星越在较低的中心能量密度、较大的半径和质量处达到其转动惯量的最大值.     

超子同位旋相互作用对中子星转动惯量的影响

 利用相对论平均场理论,考虑重子八重态{n,p,Λ, Σ^-, Σ⁰, Σ⁺,Ξ^-,Ξ⁰},研究了超子同位旋相互作用对中子星转动惯量的影响.研究发现:考虑到超子同位旋相互作用,当x_ρ 分别取2,1,2/3时,中子星的转动惯量依次减小,同一中子星质量以及当半径R>13.961km时同一中子星半径所对应的转动惯量也均依次减小;而当半径R<13.961km时,对同一中子星半径所对应的转动惯量来说,x_ρΣ=2/3对应的转动惯量最小,x_ρΣ=2所对应的较大,而x_ρΣ=1 相应的转动惯量最大.     

中子星辐射引力红移的量子真空极化修正

测量中子星表面辐射谱的引力红移被认为是探究这类致密天体基本物理特性最为直接有效的手段. 但是,脉冲星、磁星这些强磁化中子星表面的辐射红移不仅源于引力的作用, 还需要考虑星体表面的磁化等离子体以及由超强磁场所诱导的量子电动力学(quantum electrodynamics, QED) 真空极化效应对辐射的电磁作用. 运用Gordon有效度规理论研究磁化等离子体以及QED真空极化效应对星体辐射的影响. 计算结果表明, 一般情况下对辐射引力红移的修正起主要作用的是星体表面的磁化等离子体, 但在某些特定情况下, 还必须考虑QED真空极化效应的作用.     

预测某些中子星的构成组份

在理论上对中子星的构成组份以及中子星物质的不可压缩性进行不同的设定,通过计算得到一系列对应的中子星质量理论最大值。将这些计算值与观测值进行对比,可预测出某些中子星的构成组份。     

核子耦合参数对中子星中超子相的影响

中子星中超子的出现以及超子的比例对中子星的性质具有重要影响,不同的核子相互作用模型如何影响中子星中的超子是一个重要物理问题.从相对论平均场理论出发,选取不同核子耦合参数,计算了中子星中超子的数密度,发现不同类核子耦合参数对中子星中超子出现和中子星向超子星转变的转变密度有不同影响,而且核子相互作用的σ介子势和ω介子势影响显著,而ρ介子势影响较小.这些结果对大质量中子星性质的理论研究具有重要参考价值.     

中子星内引力能的研究

用一般静态各向同性度规研究了中子星的引力能。认为引力场对中子星质量的贡献是由于不变体积元，从而使中子星质量的定义得到澄清。     

奇异介子对前身中子星转动惯量的影响

本文利用相对论平均场理论并考虑重子八重态{n,p,Λ,∑－,∑0,∑+,Ξ－,Ξ0},研究了σ*,φ介子对前身中子星转动惯量的影响. 研究发现：考虑到σ*,φ介子的贡献,σ0,ω0,ρ0介子的势场强度以及中子和电子的化学势都明显降低了.同时还发现,与不考虑σ*,φ介子的贡献时相比,前身中子星质量的最大值和转动惯量的最大值也都降低了,并且前者的减小量大于后者的减小量.     

初生中子星星风中正反中微子的吸收反应截面

正反中微子的吸收反应截面是影响初生中子星演化的重要参量.改进了在初生中子星高温环境中任意简并条件下的中微子和反中微子被重子吸收截面的计算方法,同时综合考虑了能量动量守恒、磁场效应和重子（中子或质子）的热运动效应,得到更精确的中微子和反中微子吸收反应截面.结果对进一步研究星风中的中微子加热率、中微子输运过程中的不透明度、合理解释中子星的相关观测现象有重要作用.     

中子星退禁闭相变与天文检验

本文综述了中子星内部可能的退禁闭相变以及相结构和相变行为对中子星演化的影响.通过分析两化学势核物质相平衡条件下的解,指出中子星中可能存在混合强子-夸克物质相.讨论非静态中子星的r-模引力波辐射和热辐射,从中子星动力学过程探讨夸克物质存在于中子星内部可能的信号.     

ρ介子对中子星物态方程的影响

在相对论平均场理论框架内采用σ-ω-ρ模型进行数值计算,确定引入ρ介子对中子星能量密度和压强变化的影响,进而研究其对中子星壳层的物态方程的影响。计算结果表明:ρ介子使中子星能量密度随着重子数密度的增大而增大,同时压强也随着重子数密度的增大而变化更大更显著,从而使中子星的物态方程变硬。     

大质量中子星可包含超子

在相对论平均场理论(RMFT)框架下考虑超子自由度, 用7个参数组计算中子星的质量, 并分析超子耦合常数对中子星最大质量的影响. 结果表明: 对应状态方程（EOS）较硬的3个参数组（NLSH,NL3,NL2）, 中子星的最大质量可达已观测到中子星PSR J0348+0432和PSR J1614-2230及双中子星合并GW170817中给出的质量, 即大质量中子星结构中可包含超子相; 随着超子耦合常数χ的增大, 状态方程变硬, 中子星最大质量增大; 当NLSH参数组的χ≥0.6时, 中子星最大质量均大于2M⊙（M⊙为太阳质量）. 因此, 合理选择状态方程较硬的参数组与较强超子耦合常数可获得大质量中子星.     

引力坍缩的抗衡力

爱因斯坦场方程有无限坍缩的解存在.当恒星质量超过中子星质量上限时,简并中子压不能抵抗引力坍缩.如果在恒星演化过程有磁应力来支撑引力,超过中子星质量上限的大质量中子星则不致于坍缩成黑洞.     

关于中子星的“复活”

关于中子星的“复活”据英刊《新科学家》１９９５年３月４日报道：美国天文学家认为，曾一度沉寂而目前正发射Ｘ射线的“老年期”中子星可能是由于一股星际气体而复活的。如果证实，这将是天文观察者首次看见中子星以这种方式复活。中子星是一个结构非常紧密的物体，是由...