σ^＊和Ф介子对有限温度中子星物质的影响

考虑到矿，中介子的贡献及重子八重态{n，p，∧，∑^-，∑^0，∑^＋，≡^-，≡^0}，采用相对论平均场方法，在5—25MeV的有限温度范围内，对中子星物质的性质进行了研究．发现当考虑到σ^＊，Ф介子的贡献后，超子出现的临界密度降低了（但对∧超子，影响并不显著），超子的粒子数密度增加了，在能量密度较高时物态方程变软，中子星的最大质量变小而相应的半径增大，中子星的中心粒子数密度、中心能量密度和中心压强都降低了．当温度为较低的T=5MeV，10MeV时，σ^＊，Ф介子的参与使出现∑^0，≡^0，∑^＋超子的临界密度极大地降低了；但当温度为较高的T=15MeV，20MeV，25MeV时，影响则较小．对于∧，∑^-，≡^-超子来说，在上述所有温度下，矿，中介子对超子出现的临界密度的影响都不明显．     

f0(975)和φ(1020)介子对中子星物质的影响

利用相对论平均场理论,考虑了σ*,φ介子及重子八重态{N,P,A,∑-,∑0,∑ ,(I)-,(I)0},研究了中子星的性质.发现当考虑了σ*,φ介子的贡献时,超子出现的临界重子数密度降低了,超子数目增加了,超子星的转变密度ρ0H降低了,物态方程变软,最大质量变小而相应的中子星半径增大,中子星的中心重子数密度、中心能量密度和中心压强均降低.     

σ和φ介子对有限温度中子星物质的影响

考虑到σ*,φ介子的贡献及重子八重态{n,p,Λ,Σ^－,Σ⁰,Σ⁺,Ξ^－,Ξ⁰}, 采用相对论平均场方法,在5—25MeV的有限温度范围内, 对中子星物质的性质进行了研究. 发现当考虑到σ*,φ介子的贡献后, 超子出现的临界密度降低了(但对Λ超子, 影响并不显著), 超子的粒子数密度增加了, 在能量密度较高时物态方程变软, 中子星的最大质量变小而相应的半径增大, 中子星的中心粒子数密度、中心能量密度和中心压强都降低了. 当温度为较低的T=5MeV, 10MeV时, σ*,φ介子的参与使出现Σ⁰,Ξ⁰,Σ⁺超子的临界密度极大地降低了; 但当温度为较高的T=15MeV, 20MeV, 25MeV时, 影响则较小. 对于Λ,Σ^－,Ξ^－超子来说, 在上述所有温度下, σ*,φ介子对超子出现的临界密度的影响都不明显.     

超子中子星性质的温度效应

从相对论平均场理论出发,考虑核子、超子和介子的相互作用,研究了温度对中子星组成粒子、状态方程和中子星质量等的影响.发现温度越高,超子在中子星内部出现时的重子数密度越低.当密度较高时,中子星的核心区主要由超子组成,即中子星转变成以奇异粒子为主要成分的超子星,并且这种转变受到温度的影响,温度越高,转变密度越低.由于超子的出现,中子星核心高密度区域的状态方程,对于不同温度,差别不大,所以有限温度中子星的最大质量都在1.8M_⊙附近.这与观测结果相符.     

利用含δ介子的相对论平均场理论研究中子星潮汐形变性质

开展中子星宏观性质的研究,对于揭示中子星内部组成和结构具有重要意义.本文基于相对论平均场理论模型,研究了δ介子对传统中子星和超子星物态方程、最大质量、勒夫数和潮汐形变能力的影响.结果表明,对于中小质量传统中子星(或超子星), δ介子使其潮汐形变能力变强;随着传统中子星(或超子星)质量的增加, δ介子对其潮汐形变能力影响逐渐减弱;尤其对于大质量超子星,含有δ介子的超子星潮汐形变能力相比不含δ介子的超子星变弱.此外,在相同质量下超子的存在会降低星体的潮汐形变能力,在本文所选的参数下,含有δ介子的星体中,仅同时含L,Σ和Ξ超子的超子星潮汐形变能力能同时满足GW170817和GW190814天文观测约束.随着与中子星相关的引力波数据逐渐增加,将为人们判断超子星内超子种类提供一个可能的途径.     

中子星物质中的K－,K0凝聚

采用相对论平均场理论研究K凝聚对中子星物质的影响. 研究发现即使在含重子八重态和Δ共振态(n,p,Λ,Σ⁺,Σ⁰,Σ^－,Ξ⁰,Ξ^－,Δ⁰,Δ^－)的中子星物质中,K^－, K⁰凝聚也可以发生, 并详细研究了超子与K凝聚相互影响的行为. K⁰凝聚压低K^－凝聚, 促进Δ共振态的出现, 在中子星的核心区域, 最终形成多种重子共存的、各重子数密度趋于均衡、且K⁰凝聚占最大比重的中子星物质. K凝聚使物态方程变软, 进而减小中子星的最大质量, 使之更接近于中子星正则质量.     

r（1S）的强衰变及粲重子结构的研究

在微拢QCD框架内，利用重子结构的夸克模型，计算了r→pp^-ΛcΛ^-c,∑c∑^-c,ΞcΞ^-c,Ξcc Ξcc-,ΩcccΩ^-ccc。衰变的分支比，讨论了在T衰变中寻找Ωccc粲重子的可能性．     

A^208Pb的超子分布半径和中子星结构

从相对论平均场理论出发，考虑核子、超子和介子自由度，研究了A^208Pb的超子分布半径与中子星的性质以及它们之间的关系。计算发现当超子的耦合常数比值由0．3增大到1时，对NLSH和NL3参数组，超核的超子分布半径分别由3．905和3．849fm增大到4．346和4．230fm，而中子星的最大质量分别由1．516和1．429M增大到2．776和2．744M，质量为1．4M的中子星半径分别由13．13和12．79km增大到13．24和13．29km。即中子星的最大质量和半径随超子分布半径增大而增加。这样只要从实验上确定A^208Pb的超子分布半径，就可以得到中子星结构的信息。     

质子中子星物质的热力学性质

在相对论σ-ω-ρ模型的平均场近似下, 研究了质子中子星物质在均熵状态下的组成、温度和物态方程. 如给定每一个重子的熵, 一些热力学量的值将随重子密度的增加而增加, 当考虑超子时, 这些值会减小. 给定重子密度, 中子在S=2时的组分比S=1时的小, 而质子、电子、μ子在S=2时的组分比S=1时的大, 特别是在低密度区域. S是每个重子的熵. 保持重子密度不变, 在低密度区域, 超子在S=2时的组分比S=1时的大, 在高密度区域则相反. 同样, 在同一重子密度处, S=2时的温度、能量密度及压强分别比S=1时的大. 另外, 有限熵对粒子组分和温度的影响比对质子中子星物质的物态方程的影响大. 还研究了反粒子的贡献, 他们确实很小.     

超子耦合参数对热前中子星物质的影响

在相对论平均场理论框架内,利用Λ超子的结合能和中子星质量的观测数据得到超子标量介子耦合参数χσ的范围是0.33—0.77。在这个范围内, 研究了χσ取不同值时, 包含核子, Λ和Ξ超子的热前中子星（固定单个重子熵s=1）的性质。结果表明, 如果超子耦合参数变大, 前中子星核心温度变高, 中微子丰度变低, 前中子星的亚稳态质量范围变小。如果χσ超过了0.75, 前中子星不可能演变成黑洞。联系SN1987A讨论了这一结果的意义。In the framework of the relativistic mean field theory(RMFT), protoneutron stars with hyperons are studied. To be compatible with neutron star masses, the hyperon scalar coupling χσ should lie in the range of 0.33—0.77. As the hyperon scalar coupling increases, in protoneutron star matter, the core temperature increases whereas the abundance of neutrinos decreases. The metastable mass range of protoneutron stars narrows as the temperature increases. It is found that a protoneutron star cannot subside into a low mass black hole when χσ>0.75. Furthermore, the case of SN1987A is discussed.     

用动量为70亿电子伏/c和80亿电子伏/c的π~-介子产生Ξ~-超子

本文研究了用动量为68亿电子伏/c和80亿电子伏/c的刀π~-介子产生Ξ~-超子,得到了π~-介子的动量为68和80亿电子伏/c的Ξ~-产生的截面(当68亿电子伏/c时σ=3.6_(-2.1)~( 2.5)μδ/N,当80亿电子伏/c时σ=10.6_(-3.2)~( 4.4)μδ/N),Ξ~-的质量(M_Ξ~-=1317.0±2.2兆电子伏)和Ξ的寿命τ_0=3.5_(-1.2)~( 3.4)×10~(-10)秒。     

相对论平均场研究超子星

随着引力波探测以及对中子星质量与半径的高精度测量,中子星作为超新星爆发的剩余产物正吸引着相关领域的高度关注。在中子星的内核部分,诸如超子之类的奇异自由度有可能会出现从而形成超子星。本工作在相对论平均场模型框架下研究由核子与轻子构成的中子星以及包含超子的超子星。采用目前常用的非线性相对论平均场以及密度依赖的相对论平均场参数研究了超子对超子星质量、半径、潮汐形变等性质的影响。最后讨论了介子与超子的耦合常数对超子星性质的影响,发现当矢量介子与超子耦合系数较强时,利用现有的相对论平均场模型参数可以获得大质量的超子星。     

超子的辐射衰变

本文利用层子模型讨论了超子辐射衰变,指出除重子“极点”外,还需考虑矢介子中间态的贡献。在引入后一机理后,可以满意地解释目前∑⁺→pγ的实验结果。在本文中还对Λ→nγ作了理论预言。     

_Λ~(208)Pb的超子分布半径和中子星结构

从相对论平均场理论出发 ,考虑核子、超子和介子自由度 ,研究了2 0 8ΛPb的超子分布半径与中子星的性质以及它们之间的关系 .计算发现当超子的耦合常数比值由 0 .3增大到 1时 ,对NLSH和NL3参数组 ,超核的超子分布半径分别由3 .90 5和 3 .849fm增大到 4.3 4 6和 4.2 3 0fm ,而中子星的最大质量分别由 1 .51 6和1 .42 9M⊙ 增大到 2 .776和 2 .744M⊙ ,质量为 1 .4M⊙ 的中子星半径分别由 1 3 .1 3和 1 2 .79km增大到 1 3 .2 4和 1 3 .2 9km。即中子星的最大质量和半径随超子分布半径增大而增加 .这样只要从实验上确定2 0 8ΛPb的超子分布半径 ,就可以得到中子星结构的信息     

前中子星内的K-凝聚和超子的生成

用相对论平均场下的手征强子模型研究了前中子星内K^-凝聚和超子的生成。结果显示，前中子星内的中微子束缚使得出现K^-凝聚的临界密度推迟到更高的重子密度，而K^-0凝聚无法出现。同时中微子束缚使得前中子星的状态方程变硬，从而前中子星的最大质量变大。如果考虑超子，前中子星内无法出现K^-凝聚，同时系统的状态方程变软（与不含超子的情况相比），从而对应前中子星的最大质量变小。A chiral hadronic model is extended to investigate antikaon condensation and hyperons production of protoneutron stars. Our results show that neutrino trapping makes the critical density of K^- condensation delay to higher density and K^-0 condensation not occur. Meanwhile, the equation of state （EOS） of （proto）neutron star matter considering neutrino trapping is stiffer than the case without neutrino trapping. Therefore the maximum masses of rotoneutron stars with neutrino trapping are larger than those without neutrino trapping. If hyperons are considered, antikaon condensation does not appear in （proto） neutron stars. Meanwhile, the corresponding EOS becomes much softer, and the maximum masses of （proto）neutron stars are smaller than those without hyprons.     

重子共振态的选择规则

根据Su_3对称的八度法模型,已知的八种重子(N,Ξ,Σ,Λ)与八种赝标量介子(K,K,π,η)分别构成了简并的超多重态:8_1与8_0(脚标表示重子数)。因此,重子共振态应属于它们的乘积表示:     

中子星物质中的K介子凝聚

用密度相关的相对论平均场理论计算了中子星物质中的K介子凝聚,结果表明中子星物质发生K介子凝聚的临界密度约为2.75ρ₀.中子星物质URCA过程发生的临界密度在考虑DB核物质中核子自能动量修正时为ρρ0≈3.16,在不考虑DB核物质中核子自能动量修正时为ρρ0≈2.25,并进一步计算了密度相关的相对论平均场理论两种参数形式对中子星物质状态方程的影响.     

208ΛPb的超子分布半径和中子星结构

从相对论平均场理论出发,考虑核子、超子和介子自由度,研究了208ΛPb的超子分布半径与中子星的性质以及它们之间的关系. 计算发现当超子的耦合常数比值由0.3增大到1时,对NLSH和NL3参数组,超核的超子分布半径分别由3.905和3.849fm增大到4.346和4.230fm,而中子星的最大质量分别由1.516和1.429M⊙增大到2.776和2.744M⊙,质量为1.4M⊙的中子星半径分别由13.13和12.79km增大到13.24和13.29km.即中子星的最大质量和半径随超子分布半径增大而增加. 这样只要从实验上确定208ΛPb的超子分布半径,就可以得到中子星结构的信息.     

奇异强子物质中的△自由度的影响

用相对论平均场方法研究了△自由度对奇异强子物质的影响,结果发现考虑△自由度后奇异强子物质在较高密度区出现第二个稳定态,同时通过反应ΛΛ-ΞN促进Ξ超子的产生．     

中子星物质中的K介子凝聚与三体核力效应

利用Brueckner-Hartree-Fock方法，计算了β稳定中子星物质的状态方程以及三体核力的影响，特别是研究了三体核力对中子星物质中K介子凝聚的影响. 结果表明三体核力对β稳定中子星物质中出现K介子凝聚的临界密度以及中子星物质中各种粒子所占的比例均有重要影响. 三体核力的主要作用是降低了中子星物质中出现K介子凝聚的临界密度并使K凝聚相中的核物质更加接近于对称核物质.