1993年诺贝尔物理学奖获奖项目——脉冲双星与引力波

 脉冲星和中子星1967年,英国剑桥大学的天文学家安东尼·休伊什(Antony Hewish)和他的一位年轻女研究生乔斯林·贝尔(Jocelyn Bell)一起,用他们的射电望远镜偶然记录到一种来自某个天体的射电脉冲信号。     

天文学家发现新型中子星

一个国际天文学研究小组利用澳大利亚的帕克斯射电望远镜（Parkes Radio Telescope）探测到从银河面内11个射电源发出的短暂射电脉冲。这些脉冲每次持续时间不超过10毫秒，每次间隔几分钟。对信号的周期测量表明，这些新射电源是自转的中子星，但与脉冲星（pulsar）和磁星（magnetar）并不是同一类型。     

双脉冲星的发现

来自英国、澳大利亚、意大利和美国的天文学家首次发现了双脉冲星.这一发现可用于检验广义相对论,并使研究脉冲星的磁气圈成为可能(有关论文见LyneGetal.Science express,2 0 0 4 ,1 0 94 6 4 5 ) .脉冲星是密度极高的中子星,比地球的质量大一百万倍,而直径仅为几十公里.脉冲星     

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。     

脉冲星给双星演化提供了新的信息

1967年脉冲星的发现,与类星体和宇宙微波背景辐射的发现一道,被称作近代天文学的三大发现之一,这在当时曾引起轰动.二十年后,由于一批转动极快的毫秒脉冲星的发现,又一次激起了人们对脉冲星研究的兴趣.近年来,寻找和研究毫秒脉冲星已成为脉冲星研究的热点.人们最关注的问题是,毫秒脉冲星是如何演化而来的.弄清这个问题,可为认识双星系统的演化提供一些重要的线索. 1975年,人们发现了第一颗X射线脉冲双星,其转动周期是59ms.它的X射线脉冲发射是来自伴星吸积的物质所释放的引力能.由于中子星从伴星吸积物质,所以其角动量将增加,因而,X射线脉…     

脉冲星射电辐射起源于等离子体的涨落？

正作为每秒旋转多达数百次的中子星,脉冲星的射电辐射束看似不可思议的明亮。物理学上要求这么强的辐射通过相干机制产生,即:大量粒子同步发射,正如原子步调一致地辐射而产生激光那样。自脉冲星发现以来,虽然进行了大量研究,但相干机制至今难以捉摸。纽约Flatiron研究所Philippov及其同事提出一个有希望的新方案,以解释这种相干辐射。他们的计算(目前在二维简化情况进行)表明:在星体附近,正反电子对产生时的涨落过程可激发所需的相干辐射。     

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...     

大学物理教学与现代天体物理的有机结合

2009年为国际天文年,在大学物理教学中有效融人现代天体物理知识是大学物理教师责无旁贷的任务.本文提出在教学中将第二宇宙速度与黑洞的引力半径、角动量守恒定律与脉冲星、磁通量与强磁场中子星、磁能密度与磁星进行有机结合,可提高广大学生的学习兴趣并激发他们的学习潜能.     

中子星磁场的极限值

中子星由中子构成,根据天文观测,中子星有很强的磁场,磁感强度B的值可达108到109特斯拉甚至更高.近二十年来的研究表明,中子星的结构是很复杂的,其内部物理状态目前还不清楚.在这里,我们不拟讨论中子星的结构问题,而用一个简单的模型来估算一下中子星磁场的极限值. 根据中子星的密度(1017至1018千克/米3),假定中子星由中子密集排列而成,它的磁场来自中子的磁矩μ,μ都沿同一方向排列,如图一所示.因为这种模型产生的磁场最强,所以我们就用它来估算中子星磁场的极限值。 已知中子的半径约为 故中子的体积约为因此,在中子星里,单位体积(每立方…     

强磁场中相对论性电子的拉曼散射

根据脉冲星的辐射特征推测,在这种中子星的表面存在高达10~(12)—10~(13)高斯的强磁场。有关X射线密近双星的种种探讨,也倾向于认为在其X射线子星上有很强的磁场。为了处理在这种条件下的辐射转移或者不透明度等天体物理问题,例如X射线在吸积柱或吸积层中的转移等,有必要把有关强磁场的各种基本过程分析清楚。     

1981年美国六十四所大学物理系在中国联合招收研究生试题(第三部分:普通物理学)(4小时)

在下列7题中选解5题 1.描述密立根测量电子电荷的实验;画出所需装置的简图,并描述其中关键的部分;实验中起决定作用的方程式是哪些? 2.(a)一球体以角频率旋转.如果阻止它发生窝心分裂的唯一的力是引力,那末这物体必须具有的最低密度是多少?用这一结果来估计巨蟹座脉冲星的最低密度,它每秒转30次(这是公元1054年在中国进行了详细观察的一颗超新星的残骸). (b)如果脉冲星的质量大约等于一个太阳的质量(～2 × 1030公斤或～3 × 105地球质量),那末这颗脉冲星可能有的最大半径是多少? (c)实际上,其密度很接近于核物质的密度,那末其半径为多大? 3…     

电荷转移型Hubbard模型的相图

用玻色化技术和高斯波泛函变分理论研究了电荷转移型Hubbard模型.通过自旋密度波和电荷密度波的位相结构的变化，并结合其相应能隙的变化，得到以下结论：系统的Ising相变与Mott相变不重合，中间有一个SDI(spontaneouslydimerizedinsulating)的过渡相.在BI(band-insulator)相，自旋密度波与电荷密度波都具有能隙，而在MI(Mott-insulator)相，电荷密度波具有能隙，自旋密度波没有能隙. 关键词： Hubbard模型 电荷密度波 自旋密度波 相图     

围绕脉冲星运转的钻石星

 天文学家发现一颗最致密的日外行星,这颗与木星质量相当的行星只剩下丰富的碳、氧元素,宽达5.5万千米。其平均密度为每立方厘米23 克(是铅的2 倍),可能如水晶般透明,主要由高密度钻石构成。
该行星围绕的主星是一颗脉冲星或高速旋转的中子星(编号为PSR J1719-1438),每2 小时10 分钟发出一次强烈的无线电束流。行星轨道为60 万千米宽,仅为地球与月球平均距离的1.5 倍。其形成原因目前尚不清楚,但据天文学家分析,它可能是一颗白矮星的透明残骸,其大气已被现在的脉冲星剥去。大多数转速超过20 毫秒的脉冲星都是双星系统的成员,约30%的脉冲星没有伴星。目前只知道另外一颗高速旋转的脉冲星有一颗地球质量的行星围绕其运转,像巨钻行星和那颗地球质量的行星是相当罕见的。     

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。     

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.     

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.     

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⊙)。     

寻找黑洞

恒星在死亡时将发生什么变化？这是天文学上一个非常自然的问题．自从３０年代以来，已经提出了各种理论来回答这一问题。这些理论预言有超新星、白矮星、中子星和黑洞的存在，前两个已是现在比较熟悉的天体了．１９６８年发现了脉冲星，它被证认为比寻常恒星致密得多、引力场强得多的自转中子星．可是大质量恒星在中子星状态也不可能是稳定的，它的末期演化到什么状态？有没有比中子星更致密、引力场更强的天体存在？这些问题都涉及到这些预言中最奇特、最不易理解的黑洞概念． 什么是黑洞呢？简单地说，黑洞就是一个其逃逸速度超过光速的…     

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。     

基于光学储备池计算的高速混沌保密通信的研究

利用一个带有光反馈和光注入的光泵浦自旋垂直腔表面发射激光器的两个混沌偏振分量形成两个并行储备池计算机.这些储备池用来学习另外一个光泵浦自旋垂直腔表面发射激光器(发射激光器)混沌动力学行为.训练基于自旋垂直腔表面发射激光器的储备池获得一个发射的偏振分量和它相应的训练储备池之间的高质量混沌同步.在这种高质量同步条件以及确保...