用相对论平均场理论(RMF)研究Ne同位素的基态性质

用相对论平均场理论计算了Ne同位素的基态性质,并和实验比较,发现当质子是偶数时,核的性质有规律地随中子数的变化而变化,由此间接证明了偶数核子对另一类核子无直接影响;同时,也检验了相对论平均场理论在该区域的适用性.     

滴线原子核中的晕现象--中子晕、超子晕、巨晕和形变晕

描述了相对论连续谱Hartree-Bogoliubov理论框架下的多种可能的晕现象.预言了中子滴线附近的Ca原子核中可能存在着巨晕,并简要介绍了O、Ni、zr、Sn和Pb等一些质子幻数核从质子滴线到中子滴线之间的原子核基态性质.随后给出超核内的晕现象研究,如Ca超核内的中子晕和153AC内的单A超子晕.此外,还讨论了形变晕等奇特现象.     

对关联与原子核结合能的相关性

在考虑了BCS方法的相对论平均场理论框架内,利用NL-SH、NL-Z和NL-3参数组计算了Sn、O和C同位素链和N-28同中子素链偶偶核在不同对能隙下结合能之差随中（质）子的变化,发现幻核的结合能变化最小,即对相互作用对幻核的影响最小,从而提出了一种从理论上检验壳效应的方法,进而验证了在丰中子区N=16是一个新的幻数,并预言^14O6是一个可能的双幻核．     

轻核区中子晕结构的系统研究

在相对论连续谱Hartree-Bogoliubov(RCHB)理论框架下,采用非线性核子-核子有效相互作用NL-LN参数组系统计算了从锂到镁(3≤Z≤12)同位素原子核的基态性质,包括中子、质子和物质均方根半径以及密度分布.计算结果不仅再现了中子晕候选核11Li,11Be,14Be和17B中的中子晕现象,而且还预言了13 Be,14,15B,31F,23,24O和31,32,34Ne也存在中子晕.     

~(69)Ni、~(70)Ni激发态的相对论平均场研究

在球形相对论平均场模型下,采用NL3相互作用,对69N i、70N i基态以及第一、第二激发态进行计算.从核子的半径、价核子的激发能以及中子和质子的密度分布,得出结论:在69N i7、0N i第一和第二激发态都可能存在中子晕现象.     

用等效DBHF方法计算分析重核性质

原子核基态性质研究中,重核元素一直是研究的热点问题之一.等效DBHF方法从有效核子核子相互作用出发,没有自由的可调参数,耦合常数不是常数,而是随着核子密度变化而变化.将密度依赖性引入拉格朗日密度,其耦合常数在相对论平均场中等效地包含了核子的短程关联效应及DBHF同位旋结构,能够很好地计算稳定核的性质.为了推广该方法,对...     

209Pb激发态的相对论平均场理论研究

在球形相对论平均场模型下,采用PK1,相互作用,对209Pb基态及激发态进行计算.从核子的半径、价核子的激发能以及中子、质子和最后一个中子的密度分布,得出结论:209Pb在激发态2g7/2可能存在一个中子皮结构,而在激发态3d5/2、4 s1/2和3d3/2可能存在一个中子晕结构.     

rp过程核基态性质的理论研究

采用形变的相对论平均场模型对rp(快质子俘获)过程核的基态性质进行了系统研究,计算了质量数A=60～100,N=Z的偶偶核的平均结合能,均方根半径,单中子和单质子分离能.并与已知的实验数据进行比较,发现二者能够较好地符合,肯定了相对论平均场理论对rp过程核研究的可靠性.我们的计算结果可为未来rp过程的实验研究提供一些理...     

相对论平均场理论对重核中结团现象的研究

用相对论平均场理论结合结团模型对重核结团现象进行了研究.首先将原子核分为两个部分,然后用相对论平均场模型对原子核的核子按束缚能的高低来分布,结果获得了与实验相一致的结团.这表明相对论平均场模型也适用于重核结团现象的研究.     

用微观光学势理论研究核子—核的散射

用相对论协变的核子－介子场理论，从耦合常数由符合核物质饱和有产Ｌａｇｒａｎｇｉａｎ出发，计算了Ｈａｒｔｒｅｅ－Ｆｏｃｋ自能，研究了有限核的光学势，并进一步讨论了不同靶核在不同的入射质子能量的弹性散射微分截面与自旋可观测量，并与实验结果进行了分析比较。     

超子排斥势和弱吸引势对中子星性质的影响

从相对论平均场理论出发,研究了不同超子势下,超子耦合常数对中子星性质的影响．对4种不同的超子势进行了计算,计算发现,∑强排斥势和Ξ的弱吸引势都将抑制超子的产生．作者通过对不同超子势的计算得到以下结果：∑排斥势越强,状态方程越硬,其所得中子星的最大质量越大．计算得到中子星的质量为1．32～1．45M⊙（M⊙为太阳质量）,与实际观测基本符合．     

Δ共振态存在于中子星内部的可能性探讨

本文通过相对论平均场理论和Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程来研究中子星的微观和宏观性质。与最新的脉冲星J1614-2230的观测数据作比照,可以发现除了传统的中子星物质外,Δ共振态中的Δ-和Δ0粒子也很可能大量存在于PSR J1614-2230的内部。另外,也进一步探讨了Δ共振态对中子星所产生的影响。     

关于中子星某些特性的计算

应用相对论核场理论，采用手征对称及共自发破缺模型得到了中子体系的场方程，计算了中子星的几个常见的宏观物理参量，得到了较为理想的计算结果。     

原子核的中子俘获截面半经验公式研究

根据最近发表的稳定核及有较长半衰期非稳定核的中子俘获截而数据［１］，考虑了原子核的壳层改正与幻数效应［２］，重新拟合了Ｗｏｏｓｌｅｙ于１９８６年提出的关于重原子核的中子俘获平均热截面半经验公式中的经验系数，并且把新结果推广应用到非稳定核上．我们发现，对于幻数附近以外区域的核素，这种简易的半经验方法给出的σｎｙ（３０Ｋｅｒ）结果大大改进。     

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。     

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.     

超子对中子星的影响

通过相对论平均场模型以及弱相互作用理论研究∑超子对中子星的影响。结果表明,∑超子对三种介子场均有影响,进而改变了中子星内部的粒子分布、质量——半径关系等。∑超子在冷却方面的效应更加明显,一方面,它们改变电子和肚子的直接Urca过程的发生范围,另一方面也使得中微子发射率大幅降低,因此∑超子可能并不利于中子星冷却。     

Direct Urca processes involving hyperons in neutron star matter

The presence of the isovector scalar interaction in neutron star matter is considered by exchangingδmeson;we study the effects ofδmesons on the direct Urca processes involving hyperons.The calculation is based on the framework of the relativistic mean field theory.By our analysis,the hyperon direct Urca processes under beta equilibrium are open at lower densities due toδmesons,which create a larger energy gap between two baryons in the reactions.Theδmeson leads to an obvious enhancement of the neutrino emissivity for the hyperon direct Urca processes.In particular,the relativistic neutrino emissivity is found to be substantially larger than predicted in the nonrelativistic approach whetherδmesons appear in an neutron star or not.In our results,δmesons not only change the baryons properties,but also result in more rapid cooling rate of neutron stars by hyperon direct Urca processes.     

相对论平均场理论下包含强超子-超子相互作用的热中子星

在相对论平均场的框架内研究有限温度下包含强超子-超子（YY）相互作用的中子星性质．结果表明,无论是否包含强YY相互作用,中子星物质的性质随温度变化的趋势都是一样的．随着温度升高,超子出现的临界密度会降低,超子丰度也会增加．在低密度和高密度区域,状态方程随着温度的增加而变硬;但在中间密度区域,状态方程随着温度的增加而变软．较高温度的中子星物质将会拥有较大的最大质量．