试论铅星形成的条件

由标准恒星演化模型以及参数化热脉冲模型的理论计算结果与天文观测数据的比较分析 ,论述了铅星形成所需的物理条件     

贫金属星的中子俘获元素

利用分量系数公式并结合太阳系元素丰度的最新数据,计算了6?4颗贫金属星的中子俘获元素丰度.结果显示,快中子俘获过程(r过程)是贫金属星中子俘获元素的主要来源,且金属丰度小于–2.5的贫金属星的重中子俘获元素产量可能来自于纯r过程;重中子俘获元素与轻中子俘获元素来自于不同的天体物理场所     

太阳系的元素丰度分布与AGB星慢中子俘获元素

通过对AGB星演化模型的理论计算结果和51颗AGB星的观测丰度进行重新分析,发现任何AGB星与慢中子俘获过程(s过程)主要分量对应的重元素(简称SMH元素)丰度分布都与对应的太阳系s过程主要分量的元素丰度分布相似,这表明,任意AGB星SMH元素丰度分布的迭加结果与对应的太阳系s过程主要分量的元素丰度分布相似,由此得出结论:太阳系s过程主要分量的重元素丰度分布模式是一个典型的模式,可以作为标准用于单星重元素丰度的研究.     

天体环境下快中子俘获过程相关的核物理

在人类历史上,曾经吸引无数哲学家、天文学家思考的一个问题是“我们从哪里来”。现代的科学研究揭示了一个答案：恒星。恒星产生了构成生命的主要元素,如碳、氧、氮、硫等,但是比铁更重的元素,如金、铂、铀等,却无法在恒星内部产生。由于原子核物理实验与天文观测技术的限制,这些重元素的起源仍有许多不确定性。文章主要探讨重元素起源的一个重要合成机制——快中子俘获过程,以及相关的原子核物理观测量,如原子核质量、半衰期、中子俘获截面和裂变等,并回顾最新的实验和理论进展。     

天体环境下快中子俘获过程相关的核物理*

在人类历史上,曾经吸引无数哲学家、天文学家思考的一个问题是“我们从哪里来”。现代的科学研究揭示了一个答案：恒星。恒星产生了构成生命的主要元素,如碳、氧、氮、硫等,但是比铁更重的元素,如金、铂、铀等,却无法在恒星内部产生。由于原子核物理实验与天文观测技术的限制,这些重元素的起源仍有许多不确定性。文章主要探讨重元素起源的一个重要合成机制——快中子俘获过程,以及相关的原子核物理观测量,如原子核质量、半衰期、中子俘获截面和裂变等,并回顾最新的实验和理论进展。     

银河系中的老寿“星”——兼论对第一代恒星的探索

 天文学家们认为我们银河系内隐藏着年龄大于100亿岁的老年星。按照恒星演化理论,恒星越老,所含金属越少(在天文学中,“金属”一词泛指重于氦的元素),故目前识别老年恒星的惟一途径是审视它们的光谱;光谱中某种金属的特征谱线越暗淡说明该恒星所含此种金属的量越稀少,无此谱线说明该恒星不含此金属。但知易行难,欲从银河系2000亿颗恒星中挑选出老寿“星”不啻是大海捞针。迄今为止,较易做到的是观察数百万颗孤立单星的光谱,并从中筛选出金属特征谱线既少且暗淡的星。     

197Au中子辐射俘获过程中γ射线强度函数与能谱研究

文章假定在复合核首次和级联γ退激过程中,除包含巨偶极共振模式外,还存在⁶He,⁶Li,⁶Be,⁷Li和⁷Be等粒子集团的激发态的退激过程,并据此建立了包括这些过程的γ射线强度函数,计算了入射中子能量在0.01—3MeV能区的中子辐射俘获反应:¹⁹⁷Au(n,γ)的反应截面和γ能谱,得到了与实验数据较好符合的结果.特别是,很好地解释了γ能谱中5.5MeV之后的反常突起.     

197Au中子辐射俘获过程中γ射线强度函数与能谱研究

文章假定在复合核首次和级联γ退激过程中，除包含巨偶极共振模式外，还存在^6He,^6Li,^6Be,^7Li和^7Be等粒子集团的激发态的退激过程，并据此建立了包括这些过程的γ射线强度函数，计算了入射中子能量在0．01－3MeV能区的中子辐射俘获反应：197Au(n,γ）的反应截面和γ能谱，得到了与实验数据较好符合的结果，特别是，很好地解释了γ能谱中5．5MeV之后的反常突起。     

基于蒙特卡罗模拟研究锆钛酸铅镧材料的中子辐照损伤

锆钛酸铅镧(Pb_0.94La_0.06Zr_0.96Ti_0.04O₃,PLZT)具有良好的介电和储能性质,是高效、高能量密度电容元件和存储器件的基体材料.为研究该材料的中子辐照损伤,首先基于Geant4程序包模拟了能量为1—14 MeV中子辐照浩钛酸铅镧(PLZT)材料产生的反冲原子能谱,然后根据产生的反冲原子种类和最大能量,利用二元碰撞方法模拟了不同能量的离子在PLZT中产生的位移损伤(包括空位和间隙原子),最后根据反冲原子能谱和对应能量离子在材料中产生的缺陷数目计算了不同能量的中子在PLZT材料中产生缺陷浓度以及分布.结果发现,对于1—14 MeV能区的快中子而言,其在厚度为3 cm的PLZT材料中产生的缺陷数目近似与中子能量无关,约为460±120空位/中子.辐照损伤在3cm厚度内随深度的增加而略有减小,总体变化小于50%,该减小主要是由于中子的反散射导致.本工作为计算中子在材料中的位移损伤提供了一种方法,同时模拟结果可为研究PLZT基电子器件的中子辐照效应提供指导.     

40Ca和208Pb快中子辐射俘获过程研究

对快中子引起的核反应作预平衡修正,即考虑直接–半直接俘获作为统计平衡前1激子态和3激子态的γ发射过程,5个及5个以上激子态的粒子(中子、质子及α粒子等)及γ发射过程用达到统计平衡的复合核过程描述,在中子入射能量3MeV至20MeV能区对⁴⁰Ca和²⁰⁸Pb的辐射俘获截面进行了理论计算并与实验结果作了比较,得到了较好符合的结果.同时,对统计平衡前后γ发射对(n,γ)截面的贡献及直接俘获、半直接俘获和两者的相干项的特性进行了讨论     

Oscillations of Short Periods in Neutron and Strange Stars

We present a model of a remnant of supernova, and we analyze the correlation with the observational data to short periods oscillations between a neutron star and a strange matter star. The results confirm previous conclusions.     

中子星中质子比例的密度依赖

利用Hartree-Fock理论,基于扩展的Skyrme有效相互作用,采用抛物线近似下对称能的密度相关形式以及β平衡和电中性条件,给出了中子星中质子比例的密度依赖关系.通过比较不同的势参数SII,SIII,SKM和SKI5下对称能强度系数的密度依赖关系研究了中子星中的质子比例,发现在高密时势参数SII,SIII和SKM能够给出中子星中质子消失的结果,这预示着致密核物质可能存在纯中子物质的基态.同时计算表明,考虑中子星中μ^－子的贡献后使质子比例增加.     

Structure of Rotating Neutron Stars in Uniform Strong Magnetic Field

Properties and deformations of the rotating neutron stars in uniform strong magnetic field are calculated. The magnetic field will soften the equation of state of the neutron star matters and make an obvious effect on the structure of the rotating neutron star. If the magnetic field is superstrong （B=10^17 T）, the mass, radius, and the deformation will become smaller effectively.     

The Effect of Hyperon-Hyperon Interaction on Neutron Stars

The equations ofstate of the neutron star matter are calculated in the relativistic mean-field approximation witl different hyperon coupling constants. The properties of neutron stars are studied by solving the OppenheimerVolkoff equation. It manifests the properties of neutron stars - change explicitly as different hyperon coupling constants are concerned.``     

中子星制动机制的研究

中子星的制动机制是中子星研究中的基本问题。磁偶极辐射模型给出中子星的制动指数为3,而所有观测到的中子星的制动指数都小于3,这表明中子星除磁偶极辐射之外还存在其他的转动能量损失方式。考虑中子星的转动动能损失来自:磁偶极辐射、由于单极感应引起的粒子流逃逸以及中子星和量子真空摩引起的能量损失。基于这3 种辐射机制,给出了改进后的中子星能量损失功率的计算公式和周期对时间一阶导数与周期的依赖关系。考察了6 颗中子星( J1119–6127, B1509–58, J1846–0258,B0531+21, B0540–69 和B0833–45 ) 的周期-周期一阶导数关系,制动指数、表面磁场强度以及磁倾角之间的关系。研究表明,星风效应中,真空间隙电势差为常数时磁倾角只能在有限范围内取值,而其他情况下磁倾角在0s 90°之间连续取值。The neutron stars’ braking mechanism is a fundamental problem in the study of neutron stars. The braking index exactly equal to 3 in pure magnetodipole radiation model, however, all the observed braking index of rotationpowered pulsars is less than 3. This indicates that the additional energy loss ways must exist besides the magnetodipole radiation. The magnetodipole radiation, the ejection of particle outflow and quantum vacuum friction are considered as the source of the loss of rotational kinetic energy of rotation-powered pulsars. Based on the three mechanism of loss of the energy, the relation between the period of pulsars and the first derivative of the period to time and the pulsars’ energy losing power are given. The relationship of the periods and the first derivative of the periods of six pulsars(J1119−6127,B1509−58, J1846−0258, B0531+21, B0540−69 and B0833−45) is studied. The relation between the surface magnetic field intensity and the magnetic inclination is discussed. Research shows that when the electric potential difference of vacuum gap is a constant the inclination angle is limited in a smaller range and in the other cases the inclination is the continuous value between 0∼90 degrees.     

核物质对称能斜率对快转中子星性质的约束（英文）

在过去的十余年中,对非对称核物质的对称能的研究无论从实验还是理论上都取得了较大的突破,这对中子结构及其物态方程的理解具有十分重要的意义。本研究将采用一个相对保守的对称能斜率范围(25 Me VL105Me V)来研究其对快速转动中子星性质的约束,这些性质包括:质量-半径关系、转动惯量、引力红移以及转动形变等。通过该对称能斜率的约束,发现典型中子星(M=1.4M⊙)的半径约束在10.28～13.43 km范围内,这与最近的相关观测相一致。如果观察发现了质量较小的毫秒脉冲星,则将为核物质的对称能较软提供有效的证据。另外还发现,对角动量的一致性可为快转中子星转动惯量的上限提供约束。最后,根据具有低质量伴星的双星EXO0748-676的红移观测,给出了该脉冲星的质量下限(1.5M⊙)。     

The Effect of Hyperon-Hyperon Interaction on Neutron Stars

The equations of state of the neutron star matter are calculated in the relativistic mean-field approximation with different hyperon coupling constants. The properties of neutron stars are studied by solving the Oppenheimer-Volkoff equation. It manifests the properties of neutron stars — change explicitly as different hyperon coupling constants are concerned.     

Effects of a Weakly Interacting Light U Boson on Protoneutron Stars Including the Hyperon-Hyperon Interactions

In the framework of the relativistic mean field theory including the hyperon-hyperon(YY) interactions,protoneutron stars with a weakly interacting light U boson are studied. The U-boson leads to the increase of the star maximum mass. The modification to the maximum mass by the U-boson with the strong YY interaction is larger than that with the weak YY interaction. The maximum mass of the protoneutron star is less sensitive to the U-boson than that of the neutron star. The inclusion of the U-boson narrows down the mass window for the hyperonized protoneutron stars. As g~2/μ~2 increases, the species of hyperons, which can appear in a stable protoneutron star decrease. The rotation frequency, the red shift, the momentum of inertia and the total neutrino fraction of PSR J1903-0327 are sensitive to the U-boson and change with g~2/μ~2 in an approximate linear trend. The possible way to constrain the coupling constants of the U-boson is discussed.     

Energy of Gravitational Field of Static Spherically Symmetric Neutron Stars

By using the Einstein-Tolman expression of the energy-momentum pseudo-tensor, the energy density ofthe gravitational field of the static spherically symmetric neutron stars is calculated in the Cartesian coordinate system.It is exciting that the energy density of gravitational field is positive and rational. The numerical results ot the energydensity of gravitational field of neutron stars are calculated. For neutron stars with M = 2M , the ratio of the energydensity of gravitational field to the energy density of pure matters would be up to 0.54 at the surface.     

致密物质性质和适用于超新星及中子星研究的状态方程(英文)

采用相对论平均场方法研究了致密物质的性质, 构造了包括较宽温度、 同位旋不对称度和密度范围的适用于超新星模拟研究的状态方程, 均匀物质由相对论平均场理论描述, 非均匀物质由托马斯 费米近似给出。讨论了包含超子自由度的中子星物质的状态方程。 计算结果表明, 包含超子可以有效地软化高密度区的状态方程, Λ超子的超流态有可能存在于大质量中子星内部。The properties of dense matter are studied within the relativistic mean field theory. The equation of state (EOS) of dense matter are constructed covering a wide range of temperature, proton fraction, and density for the use of supernova simulations. The relativistic mean field theory is employed to describe the uniform matter, while the Thomas Fermi approximation is adopted to describe the non uniform matter. The EOS of neutron star matter is discussed with the inclusion of hyperons. It is found that the EOS at high density can be significantly softened by the inclusion of hyperons. The 1S₀ superfluidity of Λ hyperons may exist in massive neutron stars.