均匀强磁场中中子星物质的物态方程

在Walecka模型的平均场近似下,研究了由质子、中子和电子组成的中子星物质在均匀强磁场中的性质,发现磁场增强,物态方程会在一定程度上变硬,中子所占比例显著增加,质子和电子所占比例会显著减少,磁场对物态方程的影响比它对粒子组分的影响小.本文还分别利用流体力学公式和热力学公式分别计算了中子星物质的压强,发现磁场越强,用这两种方式计算的压强越接近,当磁场为10¹⁴T时,它们完全重合.     

磁荷对中子星质量半径比的约束

讨论了荷电(磁)质点的量子力学波方程及其解. 由磁场中解的奇异性讨论了磁单极的存在; 由Rubakov-Callan模型推知中子星可能含有大量磁单极. 然后采用中子星的结构方程, 讨论了磁荷对中子星质量半径比的约束, 分别得到了磁荷对中子星质量半径比上限的影响 和磁荷对中子星质量半径比下限的影响的数学表达式. 关键词： 磁单极 中子星 质量半径比     

在超强磁场中的电子和原子

在天体物理中,一般说来,静电场是不重要的,它的作用仅局限于半径为λD的“德拜球”内.因此,电场一般是由磁场决定的感应场,这也意味着电场远比磁场弱.在七十年代中期之后,《磁场在物理和天体物理中的作用》以及《宇宙磁场》等专著相继问世. 星系磁场是很弱的,其强度约为10-5高斯,地球表面磁场在极区也仅为0.6高斯,太阳黑子的磁场较强些,其强度也不过103高斯,在白矮星表面的磁场更强些,其强度约为107高斯. 于1961年末发现脉冲星后不久,就被证认为是快速旋转的磁中子星.由于这个重大发现解决了大质量恒星演化的归宿问题,同时也激起了对超强磁…     

日本科学家获取超密实物质态

 2003年10月19日日本一研究小组声称,他们成功地在实验室再现超密实物质态,它可以与中子星内部物质状态相比拟:其密度超过水密度1015倍(即1000万亿倍)。这是一项巨大成果,可以期待在理解中子星内部发生的作用过程方面做出最重要的贡献。众所周知,关于中子星原先只是建立了理论上的推测而已。中子星由于巨大恒星体坍缩而被“封装”,最初其大小超过我们太阳1.5倍,但是最后被压缩成直径仅为20千米的球形,中子星仿佛是一个巨大的原子核。此外,科学家还获得了有关质子和中子结构的新知识。     

水平圆管通道内热磁对流的实验研究

由于温度分布不均匀而导致磁场中的磁性流体受到非平衡的磁场力作用,而发生流动的现象,称为热磁对流。它是一种由体积力驱动的类似自然对流的流动,可以通过设计合适的磁场来控制热磁对流的强度和方向。本文对水平圆管通道内热磁对流进行了实验研究,测量了通道内及壁面的温度分布,并通过两种不同的方法根据实验测得的温度分布估算了热磁对流的流量和速度的大小。     

奇异星物理发展中的一个故事

 １９３２年查德威克发现中子后才半个月,朗道就提出了中子星的概念。两年后,Ｂａａｄｅ和Ｚｗｉｃｋｙ甚至已经正确地预言了中子星可以在超新星爆发过程中产生。而真正的观测发现却要到３０多年以后,即直到１９６７年发现脉冲星,才确认它为中子星。与此形成对照的是,１９６４年盖尔曼提出质子、中子由夸克（ｕ、ｄ）组成之后,虽然夸克星在１９６９年前后曾有人讨论过,１９７１年Ｂｏｄｍｅｒ还曾触及奇异星（这是由几乎等量的ｕ、ｄ和ｓ３种夸克组成的致密星体）,但真正的重要进展要到１９８４年,那时威滕（Ｐｈｙｓ．     

强磁场中修正URCA过程的中微子产能率

基于n-p-e模型并考虑修正URCA过程中的质子分支,研究了强磁场对中子星核心区域修正URCA过程中微子产能率的影响.结果表明,强磁场使修正URCA过程的中微子产能率产生明显振荡;与中子分支相比,强磁场对质子分支中微子产能率的影响偏弱,但是它将提高总的中微子产能率.所得结论将有助于进一步研究中子星的冷却机理. 关键词： 中子星 强磁场 修正的URCA过程     

致密TlBaCaCuO超导体临界电流性质研究

对用改进的烧结法制备的多晶 TlBaCaCuO 超导样品进行了低温和强磁场中的临界电流测量.结果表明,在温度低于28K、磁场小于8T 时临界电流大于6A(测量装置的极限值).在55K 以上温度,临界电流随磁场开始明显下降,表现出弱连接性质,支持我们由磁测量和显微结构观察所得的结果.根据实验结果,讨论了 T1系超导体的弱连接,钉扎中心.载流潜力及消除弱连接的可能性等问题.     

奇异粒子对核子磁矩的贡献

根据狄拉克相对论量子力学,关于质子必有一核子磁矩而(μ_n=(eh)/(2MC))中子磁矩必为零,但是实验结果则不然。我们发现了质子磁矩为2.7896μ_n而中子磁矩为-1.9103μ_n,显然看出,各有1.7896μ_n和-1.9103μ_n的偏差,其偏差普通我们称它为核子反常磁矩。过去曾有许多人,根据近年发展起来的介子场理论,对此进行了一系列的理论分析工作,然而除了符号正确之外都没有得到数值上的令人满意结果。最近S.N.Gupta计算了奇异粒子对核子磁矩的贡献,并导入一个中性标量ρ~0-介子进行修正π-介子对核子磁     

致密TlBaCaCuO超导体临界电流性质研究

对用改进的烧结法制备的多晶 TlBaCaCuO 超导样品进行了低温和强磁场中的临界电流测量.结果表明,在温度低于28K、磁场小于8T 时临界电流大于6A(测量装置的极限值).在55K 以上温度,临界电流随磁场开始明显下降,表现出弱连接性质,支持我们由磁测量和显微结构观察所得的结果.根据实验结果,讨论了 T1系超导体的弱连接,钉扎中心.载流潜力及消除弱连接的可能性等问题.     

中子星内部结构

中子星是大质量恒星死亡后形成的致密残骸^①。典型的中子星质量约为1.4 M_☉⁽¹⁾,但半径仅有10 km左右。在如此局促的空间里,中子星内部的核物质都被挤在一块,形成平均密度超过饱和核物质密度⁽²⁾的超核物质,内部一颗方糖大小的物质就和全人类的总质量相当。致密的环境同样造就了强大的引力场,中子星内部和邻域的时空是高度弯曲的,表面重力加速度是地球表面的10¹¹倍,逃逸速度可达约0.5倍的光速。围绕中子星高密度和强引力场的特点,我们可以提出两个问题：一是构成中子星内部超核物质的基本单元到底是什么？二是这些基本单元通过怎样的相互作用来让中子星抵抗极强的引力场而不塌缩为黑洞？     

超强磁场下电子朗道能级稳定性及对电子费米能的影响

磁星是一类由磁场供能、强磁化的中子星,其内部磁场远高于电子的量子临界磁场.本文通过引入电子朗道能级的稳定性系数g_n,讨论了在磁星环境下电子的朗道能级的稳定性及其对电子费米能E_F(e)的影响;研究发现,磁场越强,电子的朗道能级越不稳定,最大的朗道能级级数n_(max)越小;朗道能级数n越大,能级稳定性系数g_n越小.根据朗道能级的稳定性系数g_n随磁场的增加而减小的要求,电子费米能表达式的磁场指数β必须是正数.通过引入Dirac-δ函数,推导出超强磁场下的简并的、相对论电子费米能的一般表达式,修正了E_F(e)的特解.新的特解给出磁场指数β=1/6;特解的适用范围ρ≥10~7g·cm~(-3),Bcr≤B≤10~(17)G.本文结果将有助于中子星内部弱相互作用过程(包括修正的URCA反应和电子俘获)和磁星磁热演化机理的研究.     

掺锰钙钛矿系统在外磁场下的相变与热力学性质

本文用渗流模型研究T(La1-xBx)2/3Ca1/2MnO3系统由顺磁性向铁磁性转换过程中外磁场与转换温度的关系.在平均场理论中,电阻是外磁场和温度的函数.我们发现:当外加磁场不太强时,转化温度随着外磁场的增加而线性地增加.并计算了该系统的热容量.我们理论上的计算与最近的实验观察相当符合.     

对超热电子诱生的磁场分布的估算

利用简化模型估算了电荷分离场及由超热电子逃逸在等离子体表面产生的自生磁场的大小和空间分布.受电荷分离场的影响以及超热电子逃逸数的限制,超热电子产生的环形磁场主要分布于等离子体表面附近的焦斑半径内,仅当超热电子束流很强时(在1μm半径截面内达到kA量级),环形磁场才可以达到10²T量级.一般情况下,由超热电子产生的磁场则极小 关键词： 磁场 超热电子     

中子星的直接URCA过程

D-URCA过程是中子星发射中微子冷却中最快的机制. 中子星发生D-URCA过程需要较高的质子分数比, 该比值取决于核力的同位旋依赖性, 而核力的同位旋依赖性与重核(如²⁰⁸Pb)的中子皮厚度相关. 为此,基于相对论平均场理论, 采用PK1，NL3，S271，Z271有效相互作用, 在拉氏量中引入同位旋相关的高阶修正项, 本文研究了中子星的质子分数比以及D-URCA过程与²⁰⁸Pb的中子皮厚度之间的关系.     

“双子”, 中子与中子星——漫谈朗道与中子星

 中子星因其极端物理环境而深受物理学和天文学领域学者们的青睐, 其研究在这两个领域均不可或缺。天文学家观测发现的若干类高能天体现象与中子星的存在紧密相关, 而物理学家则将中子星当作重要的天体实验室来认识自然基本规律。值得一提的是, 中子星概念最早由朗道提出, 历史上可以追溯到20 世纪30 年代初中子的发现。对这段脍炙人口历史的回顾, 不仅使人因身临其境地体会“微观”与“宇观”的学科交融而受益, 而且有助于培养科学创新精神。这一题材在基础物理教育中显然具有现实意义。     

对超热电子诱生的磁场分布的估算

利用简化模型估算了电荷分离场及由超热电子逃逸在等离子体表面产生的自生磁场的大小和空间分布.受电荷分离场的影响以及超热电子逃逸数的限制,超热电子产生的环形磁场主要分布于等离子体表面附近的焦斑半径内,仅当超热电子束流很强时(在1μm半径截面内达到10³A量级),环形磁场才可以达到10²T量级.一般情况下,由超热电子产生的磁场极小. 关键词： 磁场 超热电子     

中子小角散射讲座：第一讲中子小角散射

中子小角散射是通过分析长波长中子(0.2—2 nm左右)在小角度内的散射强度来研究大小在几十到几千埃范围内的物质结构的一种专门的测量技术. 现在我们考虑波长为 0.1—1nm的一束中子,通过准直,使其发散度尽可能在 10-2ad以下.当这样的中子束照射在一样品上时,穿透样品的中子束强度衰减,同时在透射束的周围(大约为5°以下的角度范围内),出现了强度连续变化的散射中子,并没有产生通常的中子衍射图案,这种现象称为中子小角散射.它能给出比中子波长大几十、几百乃至上千倍大的尺度上的有关物质结构的信息. 散射样品中散射密度的不均匀,会产生中子…     

基于冷中子谱的紧凑型中子自旋倒相器设计

为节省极化中子散射谱仪传输光路的空间,实现特定冷中子谱的极化中子高效率自旋翻转,使用在空间上自然衰减的前端多层膜极化器静磁场作为中子自旋倒相器的导向磁场,在空间上形成了紧凑型冷中子自旋倒相器设计模型。介绍了实际模型物理参数的计算方法。对前端极化器静磁场在空间上的自然衰减进行了实验测试,根据测试结果及拟使用冷中子波段,针对设计的紧凑型中子自旋倒相器的相关参数进行了优化计算。模拟了极化中子在实际复合磁场中的自旋翻转图像,计算了自旋倒相器的翻转效率。对设计的紧凑型中子自旋倒相器进行了翻转效率物理实验测试,测试结果表明：设计的中子自旋倒相器翻转效率可在99.2%以上,达到了预期设计指标,可用于极化冷中子散射谱仪。     

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.