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.     

_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     

f0（975）和Ф（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＊，Ф介子及重子八重态{N，P，A，∑^-，∑0,∑＋，Ξ^-，Ξ^0}，研究了中子星的性质．发现当考虑了σ＊，Ф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poH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．     

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．     

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。     

中子皮厚度与中子星半径

在相对论平均场理论框架下在拉氏量密度中引入同位旋相关的高阶修正项, 研究了中子皮厚度和中子星半径的关系. 利用有效相互作用PK1得到208Pb的中子皮厚度最小可达0.17 fm, 这与近期Skyrme HF模型得到的结果一致. 随着同位旋相关的高阶修正项系数的变化, 208Pb的中子皮厚度和中子星半径的变化趋势相同. By adding isospin dependent high order correction ferms to existing relativistic mean field models．tlle thickness of neuron．skin in 208Pb and the radius of 1.4 solar mass neutron star are studied．The effecfive interaction PK1 would lead the thickness of neutron-skin to a minimum of 0.17 fm which agrees with the analysis from Skyrme‘HF models． The coupling constants of the isospin dependent high order corection terms tend to change，the thickness of neutron-skin and the radius of neutron stars chan ge simultaneously.     

超子耦合常数对混合星性质的影响

用相对论平均场理论描述强子物质, 用NJL模型描述夸克物质研究了超子耦合常数对混合星性质的影响. 结果表明, 随着超子耦合常数的增大, 强子-夸克相变密度变小, 混合相区域的状态方程变硬, 中子星的最大质量及对应的半径变大. 超子耦合常数由0.73增到1.0时, 混合星最大质量由1.68M_⊙增至1.84M_⊙, 相应的半径由11.4km变到12.5km. 该夸克模型下不同强子参数组对应的混合星性质也有较明显的差异. 可知, 其适合于描述大质量而小夸克核心的混合星.     

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.     

能通过大质量中子星转动惯量来限定超子参数吗?

在相对论平均场理论（RMFT）框架内,使用GL91参数组结合超核数据和大质量中子星的观测数据限定超子标量耦合参数X_σ=0.59~1.0,用慢转近似计算了大质量中子星和前中子星的转动惯量。当X_σ从0.59增加到1.0,中子星（前中子星）的最大转动惯量增幅达89%（60%）。在同样的变化范围内,用Crab的观测数据,计算得到中子星（前中子星）的最大能量损失（dE/dt）的增幅为44%（25%）,最大磁场增幅为48%（38%）。相比于前中子星,中子星的性质对超子参数更为敏感。当X_σ从0.59增加到1.0,PSR J0348+0432的转动惯量和dE/dt的增幅均为14%,而磁场减幅为10%。如果天文观测能够给出中子星转动惯量的上限,或者同时精确测量中子星的质量和转动惯量,能帮助人们进一步限定超子参数。In the framework of the relativistic mean field theory(RMFT) with GL91 cets, the momentum of inertia (I) of slowly rotating neutron stars is studied by perturbative approach. The scalar hyperon coupling should lie in the range of X_σ=0.59~1.0 to be compatible with massive neutron stars. As X_σ increases from 0.59 to 1.0, the maximum momentum of inertia(I_max) of neutron (protoneutron) stars increases by 89% (60%). According to the data of Crab, the maximum energy loss(dE/dt) of neutron (protoneutron) stars will increase by 44%(25%)and the maximum magnetic field (B) will increase by 48%(38%). I and dE/dt of PSR J0348+0432 both increase by 14%, while B decreases by 10% as X_σ increases from 0.59 to 1.0. So if the upper bound of I, or the accurate values of both the mass and I of neutron stars could be provided by the astronomical observations, the hyperon couplings should be further constrained in the future.     

低密度物态方程对中子星性质的影响

利用相对论平均场理论描述中子星的液体区域，Fermi气体模型或者FMT，BPS,和BBP模型描述中子星外壳，分别称为Fermi gas+RMF和RMF*，计算了中子星性质并且和相对论平均场理论给出的结果进行比较. 虽然低密度物态方程对中子星最大质量、中心密度、能量密度和压强的影响很小，但是它对中子星的质量半径关系改变很大. 对应中子星的最大质量，RMF和RMF*之间的半径差别为0.23-0.33km.     

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.     

密度相关的相对论平均场理论对核物质和中子星的描述

基于密度相关有效相互作用的相对论平均场理论,研究了核物质和中子星的性质.对核物质的饱和性质,密度相关的相互作用DD-ME1和TW-99给出了与NL1,NL3,NLSH,TM1基本一致的结果;NL2和TM2主要用于计算轻核,与它们的结果差别较大.对于中子星,在低密度区域,各种相互作用给出的介子势场差别不大;在高密度区域,相应的介子势场的差别随密度增加而增大.密度相关的相互作用DD-ME1和TW-99,与NL1,NL3和NLSH的结果相比,其物态方程明显偏软.相应的中子星的最大质量也不同,不同有效相互作用给出的最大质量为2.0—3.0M⊙,从大到小的顺序依次是NLSH?,NL3,NL1,DD-ME1,TW-99,TM1和GL-97,对应的半径为10—14km.     

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.     

软物态方程支持大质量中子星机制概述

重离子碰撞实验分析及相关理论研究认为高密度非对称核物质可能具有较软的物态方程;在约2～3倍饱和核密度下超子等奇异物质的出现也可能会使物态方程变软。然而,软物态方程却无法支持大质量中子星。脉冲星PSR J1614-2230具有大质量(1.97±0.04)M⊙的观测发现使这一矛盾变得尤为突出。为了解决该矛盾,人们提出了各种可能的物理机制:包括考虑修正的引力理论、修改描述高密度物质物态的理论模型等。在概述和讨论这些能使软物态方程支持大质量中子星的可能物理机制的基础上,还计算和讨论了强电场、强磁场对中子星最大质量的影响,发现强电磁场可以有效地增大中子星的最大质量。     

核物质的对称能与中子皮厚度(英文)

在现有的平均场模型中引入同位旋相关的高阶修正项．研究了核物质对称能的密度依赖性和。^208Pb的中子皮厚度。采用新提出的PK1相互作用以及NL3．S271和Z271相互作用．得到核物质饱和点对称能的范围为29-38MeV以及相应的^208Pb中子皮厚度为0．17—0.28fm．在所有相互作用中，核物质饱和点的对称能与^208Pb的中子皮厚度近似呈线性关系。After adding isospin dependent high order correction terms to existing relativistic mean field models (RMF), the density dependence of symmetry energy and the neutron skin thickness S for 208Pb are studied. Using the new effective interaction PK1, together with NL3, S271 and Z271, a range of 29—38 MeV for the symmetry energy for nuclear matter at saturation point and the corresponding neutron skin thickness S = 0.14—0.28 fm for 208Pb are obtained. For all effective interactions, a linear relation between the symmetry energy at saturation point and the neutron skin thickness for 208Pb is observed.     

利用密度相关的相对论平均场理论对核物质与中子星的研究(英文)

研究和详细地比较了RMF理论中不同的有效相互作用强度的密度依赖性, 并且讨论了这种密度依赖性对于核物质和中子星性质的影响. 对于核物质, 不同的参数组给出的对称核物质的饱和点非常接近, 基本都在经验值的范围内. 对于中子星, 考虑超子后不同参数组给出的质量极限的范围为1.52—2.06 M☉, 半径为10.24—11.38 km.The density dependencies of various effective interaction strengths in the relativistic mean field and their influences on the properties of nuclear matter and neutron stars are studied and carefully compared. The differences of saturation properties given by various effective interactions are subtle in symmetric nuclear matter. The Oppenheimer Volkoff mass limits of neutron stars calculated from different equations of state are 1.52—2.06 M☉, and the radii are 10.24—11.38 km with hyperons included.     

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.     

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     

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.