星际γ射线谱线辐射流量的估算和来源探讨——Ⅰ.SN Ⅱ和SN Ⅰb的贡献

本文运用最新的超新星模型数据并考虑了星体的不同空间分布和质量分布,对多种核素所产生的γ射线谱线辐射流量做了计算和讨论.计算结果表明,SN Il和SN Ib很可能是²⁶Al的主要来源之一。     

恒星演化和超生爆发理论中某些重要问题的核物理问题

首先,在第1节中我们依次介绍了各种不同质量的恒星演化进程中各个主要热核燃烧的点火条件,致密物质中自由电子系统的简并性对星体热核燃烧的主导作用以及爆炸性核燃烧条件。其次,在第2节中我们讨论了导致恒星核心不稳定坍缩的物理因素和条件。此后,在本第3节中我们评述了Ia型超新星爆发理论尚在急论中的核物理和固体物理的问题。在第4节中我们评述了Ⅱ型（以及Ib型）超新星爆发理论中的严重困难,并且介绍了我们（南京大学研究小组）就超新星中微子延缓爆发机制的关键问题（强大的中微子暴如何产生？）的物理机制提出的具体过程：这中微子暴的强大中微子流量是从刚刚坍缩的高温高密核心通过核物质－－（u,d）夸克系统－－（u,d,s)系统的相变过程在不到1微秒的时间内很快地产生出来的。而且,这个过程导致核心区域的负熵梯度,引起核心区域大规模对流,它将这强大的中微子流量很快地向外输送到中微子球的表面。在第5节中本还介绍了我们就超新星核心高密条件下电荷屏蔽对电子俘获过程的影响所作的探讨研究以及讨论了它对超新星坍缩核心质量（它对超新星瞬时爆发机制成功与否起着关键作用）的可能影响。     

A possible mechanism for magnetar soft X-ray/γ-ray emission

Once the energies of electrons near the Fermi surface obviously exceed the threshold energy of the inverse β decay,electron capture(EC) dominates inside the magnetar.Since the maximal binding energy of the 3 P 2 neutron Cooper pair is only about 0.048 MeV,the outgoing high-energy neutrons(E k(n) > 60 MeV) created by the EC can easily destroy the 3 P 2 neutron Cooper pairs through the interaction of nuclear force.In the anisotropic neutron superfluid,each 3 P 2 neutron Cooper pair has magnetic energy 2μ n B in the applied magnetic field B,where μ n = 0.966 × 10 23 erg.G 1 is the absolute value of the neutron abnormal magnetic moment.While being destroyed by the high-energy EC neutrons,the magnetic moments of the 3 P 2 Cooper pairs are no longer arranged in the paramagnetic direction,and the magnetic energy is released.This released energy can be transformed into thermal energy.Only a small fraction of the generated thermal energy is transported from the interior to the surface by conduction,and then it is radiated in the form of thermal photons from the surface.After highly efficient modulation within the star’s magnetosphere,the thermal surface emission is shaped into a spectrum of soft X-rays/γ-rays with the observed characteristics of magnetars.By introducing related parameters,we calculate the theoretical luminosities of magnetars.The calculation results agree well with the observed parameters of magnetars.     

极端超高能宇宙线的天体起源含磁单极的活动星系核模型

首先介绍了极端超高能宇宙射线的探测现况和理论研究中的困难. 从作者自己1985年前后提出的高速旋转的含磁单极的活动星系核模型出发，提出极端超高能宇宙线的天体起源的新理论模型. 其核心思想在于利用磁单极催化核子衰变, 产生高能带电粒子. 在Lorentz变换下, 含磁单极天体的径向磁场诱导出一直延伸到很远处的电场. 在这个电场的加速下，荷电粒子(结合一系列物理过程)可以到达10²¹eV的能量. 而且具有同观测相比较的流量.     

中微子及其家族

 ２００１年１月３日《科技日报》公布的“２０００年国际十大科技新闻”之一：“科学家发现τ子中微子存在的证据”称,“２０００年７月２０日,美国费米实验室宣布,美国、日本、希腊和韩国的５４位科学家经过３年的合作研究,首次发现了表明τ子中微子存在的直接证据。至此,粒子物理学标准模型中的１２种基本粒子已经全部被直接或间接探测到。τ子中微子的发现对揭开物质构成之谜以及探索宇宙天体奥秘具有深远意义。”为了理解这项科学发现的意义,我们首先介绍原子核和放射性原子核。从不稳定原子核β衰变的研究中,泡利预言了中微子。然后我们讲述物质世界中４种基本的相互作用和组成物质世界的１２种基本的费米子     

强磁场对吸积中子星壳层中电子俘获反应的影响

本文通过考虑强磁场中电子的量子效应,讨论了强磁场对电子气体的Fermi能的影响,推导了在强磁场下吸积中子星壳层中的电子俘获反应率,并与无磁场情形进行了比较.作为例子,本文计算和分析了~3He在强磁场中的电子俘获反应.对于满足能量条件的电子俘获,在足够强的磁场和低密度的情形下(只有一个Landau能级),由于磁场的存在,反应会显著变慢;当磁场不太强或者密度较大时,磁场对反应几乎没有影响.     

三维旋涡星系的基态引力势

本文利用文献[1]所得扰动引力势的结果,通过积分变换,求得了基态引力势的积分表达式.文中采用Toomre的“星系旋转模型2”,求得了旋涡星系在z=0(盘对称面)上的基态引力势的严格解;若采用Toomre旋转模型“N”,可求得相应的基态引力势的近似解。并以银河系为例,算出了在r=10千秒差距处的引力势值,此值与观测值的结果很接近。     

低质量AGB星核合成事件的相关性研究

模型为低质量AGB星的热脉冲氢氦混合燃烧模型,并考虑了恒星核心质量随脉冲的变化及星风质量损失的影响.采用了一个从⁵⁶Fe-²¹⁰Bi的无分支“s-过程”反应通道及从¹²C到²²Ne的相关核素反应网络,计算了MS星及S星碳氧比(C/O),氟,及“S-过程”重元素的超丰并同观测做了比较 结果表明:对于内禀MS星及S星,氟的核合成与“S-过程”重元素的核合成,是在AGB星氦燃烧壳层进行的两个不同的物理过程,在热脉冲条件适宜时能够同时进行的;核合成产物通过第3次挖掘到达表面,从而使表面碳、氟以及重元素超丰.由于氟的核合成是在一个较窄的温度范围内进行的,因而对温度的变化较敏感.还特别讨论了由此可能产生的观测效应.