关于脉冲星磁层的共转区域

恒星演化到晚期,根据其质量的大小,可坍缩为白矮星,中子星或者黑洞．六十年代由于射电天文学的发展,发现了脉冲星．一般认为,脉冲星就是高速旋转的、具有强磁场的中子星．因此,从观测和理论上研究脉冲星的性质就引起了强烈的兴趣．脉冲星研究涉及三个基本问题,即中子星的内部结构,脉冲星的磁层结构,以及其辐射机制．近来发现,脉冲星往往是Ｘ射线星体,这就需要分析脉冲星周围的环境,即了解脉冲星磁层的结构．简单的?...     

双中子星的星族合成研究

双中子星是天体物理中重要的研究对象,对于许多研究领域都有重要作用。2017年LIGO/Virgo发现第一个双中子星并合事件GW170817,开启了用引力波探测发现双中子星的序幕。文章主要介绍了双中子星的双星演化通道,以及双中子星星族合成的一些性质。此外,还介绍了双星演化中的一些不确定性以及形成GW170817双中子星的双星演化通道。     

中子星研究的过往今来

中子星概念的形成既是人们对物质基本结构认识的一个自然推论,同时也是理解恒星演化的一个必然环节。自1967年通过发现射电脉冲星证实了中子星的存在以来,基于半个多世纪的多波段、多信使观测,人们已经发现了数以千记的多种类型中子星,了解了单个中子星的电磁辐射机制、中子星双星系统的相互作用以及双中子星系统的引力波辐射等等,并在多个方面为中子星的内部物质组分及其状态这一核心科学问题做出了观测限制。     

中子星内部结构

中子星是宇宙中一类极端致密的天体,其平均密度超过饱和核物质密度。对这类天体的研究,可以帮助人们了解极端条件下的物理性质,特别是深化关于引力和强力的认识。文章介绍了脉冲星和中子星的概念,并重点阐述了中子星内部结构的不同模型,以及如何通过最大质量和潮汐形变量等观测来检验这些模型。未来发现更多的双中子星并合或中子星黑洞并合事件,有望最终揭开中子星内部结构之谜。     

利用非对称核物质状态方程对中子星的质量和半径的研究

在温度、密度及同位旋相关的核物质状态方程的基础上,通过求解Tol-man-Oppenheimer?Volkoff方程得到了中子星的质量与中心密度的关系,发现随着中心密度的变化,中子星存在一个最大质量.同时计算结果表明,中子星的最大质量与核物质状态方程的不可压缩系数、有效质量及对称能强度系数等密切相关.对中子星半径的研究表明,较硬的核物质状态方程给出的中子星半径较大,而且较大的对称能强度系数和较大的核子有效质量也会给出较大的中子星半径.     

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.     

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.     

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.     

“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。     

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。     

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.     

新生中子星的性质与三体核力效应

在Brueckner-Hartree-Fock理论框架内, 研究了新生中子星的状态方程和性质, 计算了新生中子星的最大质量和新生中子星中质子占总核子数的丰度, 特别是讨论了三体核力和中微子束缚效应的影响以及三体核力和中微子束缚效应的相互影响. 结果表明, 无论是否考虑三体核力, 中微子束缚对新生中子星的状态方程和质子丰度均有明显影响. 中微子束缚导致新生中子星物质中的质子丰度显著增大. 三体核力的贡献是使新生中子星的状态方程变硬并导致新生中子星中质子丰度明显增大. 束缚在中子星物质中的中微子显著减弱了三体核力对于中子星物质中质子丰度的影响.     

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．     

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.     

时空与物质、广义相对论与量子力学的完美结合——深度科普解读双中子星并合多信使观测

这次的中子星并合带来的多信使全方位观测,标志着包括引力波观测的多信使天文学时代的到来,也是全球不同领域的科学家、科学团队团结协作的典范。在今后,我们还会不断地观测到这样的事件。从引力波探测的角度,我们还需要更高的灵敏度。我们期待,未来可以观测到中子星之间的潮汐相互作用, 从而研究中子星的内部结构。我们还期待搜索中子星并合以后的引力波信号,以检验并合的产物到底是中子星还是黑洞。不同种类的双中子星碰撞,很可能会导致不同的产物。更多的数据,还会让我们对宇宙中双中子星碰撞的发生频率,以及双中子星的质量分布进行实际测量。我们还期待从未来的中子星并合过程中检验到中微子,因为它们直接携带了核反应的信息。     

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     

中子星内部非奇异-奇异夸克物质的相变

研究了中子星内部从两味夸克物质到三味夸克物质的相变过程。发现这个过程的时标短至10^-7s,并且在相变中奇异夸克所参加的半轻子过程是中微子能量损失的主要过程。这样,1.4M_⊙质量的中子星内部的非奇异-奇异夸克物质相变会有几个10⁵¹erg的能量以中微子形式发射出去,这将表现为一种中微子爆现象。     

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。     

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.     

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。