中子星内部中微子辐射的相对论修正

通过相对论平均场理论和相关的弱相互作用冷却理论,在有、无超子两种情况下的中子星物质中研究含相对论效应的中子星冷却性质,并且与非相对论情况进行对比分析.考虑到极微小尺度上的引力会偏离牛顿引力,引入引力修正效应.结果表明中微子辐射的相对论效应降低了中微子发射率、发光度以及星体的冷却速度.在考虑引力修正的无超子的中子星物质中,相对论效应所引起的星体冷却速度降幅最大,对于两倍太阳质量的传统物质中子星可达56%,而超子物质中降幅最小,约为38%.     

中子星的相对论平均场描述

从相对论平均场理沦出发,考虑核子、超子和介子的相互作用,研究了中子星的结构和性质以及超子耦合常数对中子星性质的影响.发现当密度较高时,中子星的核心区主要由超子组成,即中子星转变成以超子为主要成分的奇异中子星,并且这种转变受到超子相互作用的影响.当超子耦合常数与核子耦合常数的比值为0.65时,中子星转变为奇异中子星所对应的密度最小,此时计算的中子星的最大质量为1.4 M⊙,与天文观测结果较好符合.     

超子对冷中子星物理性质的影响

本文将Walecka(1974)提出的平均场模型推广到包括重子八重态的所有重子情况。讨论了超子对冷中子星物理性质的影响。没有预先假定相互作用的SU(3)对称性,给出了完整的理论结果。对SU(3)对称相互作用情况进行了计算。当ρ=4.43×10~(14)gcm~(-3)时,超子开始出现,其影响是使物态方程有约8％的软化。所得到的中子星最大质量及相应的星体半径、转动惯量和中心密度分别为:2.37M_⊙,11.1km,4.3×10~(45)gcm~2和2.32×10~(15)gcm~(-3)。     

∑超子在饱和核物质中的势深度与前身中子星转动惯量

利用相对论平均场理论并考虑重子八重态{n,p,Λ,∑-,∑0,∑+,Ξ-,Ξ0},计算研究了∑超子在饱和核物质中的势深度U(N)∑对前身中子星(PNS)转动惯量的影响.研究发现:当U(N)∑依次取吸引势-30 MeV、-20 MeV、-10 MeV和0 MeV时,前身中子星相应于最大质量的转动惯量分别增大0.44%、0.29%和0.08%;当U(N)∑依次取排斥势+10 MeV、+20 MeV和+30 MeV时,前身中子星相应于最大质量的转动惯量分别增大0.06%和0.10%.取吸引势时的U(N)∑对相应于最大质量的转动惯量的影响较之取排斥势时的U(N)∑对它的影响大数倍.     

探究双脉冲星候选体PSR J1906+0746的物理性质

PSR J1906+0746是2006年发现的一颗自旋周期为144 ms的射电脉冲星,由于探测到的是第2颗形成的非自转加速伴星,主星和伴星组成的系统极有可能成为另一对双脉冲星.从PSR J1906+0746的基本物理量出发,针对性地对比研究双中子星和脉冲双星(包括中子星-白矮星)的磁场-周期关系,大致得出他们的演化路径;其次通过双中子星的形成机制以及双星形成过程中的物质损失,假定非自转加速的伴星形成于电子俘获,得出伴星前身星的质量约为1.57 M⊙,在形成双中子星系统过程中损失了约0.23 M⊙.这可能是由于电子俘获能量较低,不能抗衡伴星的引力束缚能,最终抛出物质没有逃逸,形成了一个椭圆环,成功解释了在X射线波段观测到的围绕着PSR J1906+0746的环结构.     

双中子星质量分布的统计研究

通过对12对双中子星(DNS)系统进行质量分布统计,得到其质量加权平均值为(1.339±0.042)M_⊙,其中主星和伴星的质量加权平均值分别为(1.439±0.036)M_⊙和(1.239±0.020)M_⊙.主星平均质量比伴星平均质量高,表明主星可能通过吸积获得质量,或者主星的前身星的质量更大.据此可以分析大质量恒星通过超新星爆发形成中子星的物理过程.此外还发现,DNS的总质量集中在一个比较狭小的范围(2.5–2.8 M_⊙),这说明DNS的质量形成受到伴星的影响.经过进一步的分析注意到DNS的质量比接近于1(略大于1),这可能暗示DNS系统的前身星质量比较相近.通过分析12对DNS在中子星的磁场强度-自旋周期关系图(B-P_s图)中的分布,发现DNS主星磁场强度约10~(10)Gs,自转周期约50 ms;PSR J1906+0746和PSR J0737-3039B处在正常脉冲星序列,磁场强度约10~(12)Gs,这说明两者没有吸积加速过程.     

重子物质对暗物质晕形状和角动量的影响

利用高精度大样本的冷暗物质($\Lambda$ cold dark matter, $\Lambda$CDM)宇宙学数值模拟的数据, 对重子物质如何影响暗物质晕的形状和角动量进行了研究.使用了3种数值模拟数据, 纯暗物质模拟、含辐射冷却、恒星形成和动力学超新星反馈的模拟, 包含活动星系核反馈效应的恒星形成模拟. 对这3种模拟, 还进行了不同红移处的比较. 主要结果如下.重子物理过程会改变暗物质晕的质量分布, 特别是有活动星系核反馈机制的情况下.比如, 活动星系核反馈会减少大质量暗物质晕的形成.随着宇宙的演化, 暗物质晕的空间形态逐渐由扁变圆. 重子物质的存在会加速暗物质晕形状的变化过程, 而且会使暗物质晕形状变得更圆. 但是活动星系核的反馈会对这一加速效应产生抑制.重子物质对暗物质晕的影响与暗物质晕的质量和半径都存在一定的依赖性.暗物质晕的质量越大, 它会呈现更扁的形态. 同时, 重子物质对任意质量的暗物质晕或暗物质晕在任意半径处的变圆均有一定的促进作用,尽管活动星系核反馈会抑制这一促进作用.特别是对于暗物质晕在0.2--0.6倍维里半径处的形状, 重子物质的影响尤为明显.此外, 重子物质的存在会对暗物质晕的角动量产生显著影响, 它会增大暗物质的角动量. 暗物质晕的自旋参数与质量无相关性, 但是与暗物质晕的半径存在一定的相关性.     

用中子星限制暗物质粒子散射截面

中子星可以通过重子物质和暗物质的相互作用吸积暗物质,且在一定条件下, 中子星吸积的暗物质粒子可以引发自引力塌缩形成小型黑洞, 生成的黑洞可能会进一步吞噬中子星.依据文献已有模型, 基于以上物理过程给出了在暗物质粒子不同质量下对暗物质粒子--中子的散射截面的限制.使用弱相互作用大质量粒子(Weakly Interacting Massive Particle, WIMP)模型, 并考虑暗物质粒子是玻色子的情形, 讨论了暗物质粒子有无自相互作用以及有无湮灭等条件下对限制暗物质参数的影响.既考虑了已发现的两个中子星系统来给出对暗物质参数空间的限制,也考虑了两个可能存在的年老中子星来预测未来观测可能对暗物质参数空间的限制.对于考虑玻色--爱因斯坦凝聚(Bose-Einstein Condensate, BEC)的玻色子暗物质, 在无自相互作用或有弱自相互作用, 无湮灭或有很小湮灭截面的条件下,中子星给出的间接观测对暗物质粒子-中子散射截面的限制的强度比XENON1T直接探测实验来得更强.未来, 如果在银心附近能观测到年老中子星, 其观测结果可以提升模型给出的对暗物质粒子--中子散射截面的限制, 从而帮助人们进一步理解暗物质.     

中子星质量分布与诞生方式的研究

统计研究了63对双星系统中的72颗中子星(NS)的测量质量,其中包括18对X射线双星(XB)、9对双中子星(DNS)、4对中子星主序星系统(NSMS)、32对中子星白矮星系统(NSWD).运用Monte-Carlo随机抽样的方法,模拟出NS的质量分布,然后基于模拟结果进行统计分析.通过质量的统计研究,发现其质量呈双峰分布,分别集中在(1.328±0.220)M_⊙和(1.773±0.416)M_⊙.值得注意的是,在不考虑DNS的情况下,发现其质量分布仍然是双峰分布,质量集中在(1.360±0.337)M_⊙和(1.854±0.322)M_⊙.18颗DNS质量为单峰分布,平均质量为(1.330±0.0089)M_⊙.NS质量的双峰结构显示出,其可能有两种诞生方式.认为可能是铁核塌缩超新星爆发和电子俘获超新星爆发.DNS质量的单峰结构意味着DNS诞生演化机制可能与其他双星系统不同.为了进一步研究中子星质量分布的特性,将53颗测量到自旋周期的NS在20 ms处分为两组,分别为毫秒中子星(MSP,Ps≤20 ms)和正常中子星(PSR,Ps20 ms),发现这两类NS质量也都呈现出双峰分布,而且MSP的平均质量要比PSR的平均质量大～0.22 M_⊙.这表明NS在诞生后吸积约0.22 M_⊙的物质时,将可能成为MSP.根据NS质量与周期在M-Ps图上的分布,拟合出质量与周期之间的关系为:M=1.4+(Ps/ms)~(-3/2)M_⊙.     

灾难性测光红移对重子声波振荡和弱引力透镜限制暗能量状态方程参数的影响

研究了存在灾难性测光红移误差时重子声波振荡(Baryon Acoustic Oscillations,BAO)和弱引力透镜(Weak Lensing,WL)的互补效应,以及灾难性测光红移误差对限制暗能量状态方程参数的影响。针对类大口径全天巡视望远镜(Large Synoptic Survey Telescope,LSST)的巡天项目,建构了在z-zph面左上角(UL)和右下角(BR)局域性分布的灾难性测光红移误差模型,并分别针对左上角和右下角的灾难性测光红移,利用费舍尔矩阵(Fisher Matrix)分别估计它们对重子声波振荡、弱引力透镜和联合重子声波振荡+弱引力透镜(BAO+WL)限制暗能量状态方程参数的影响。若拟合模型没有包括实际存在的灾难性测光红移误差,则左上角和右下角的灾难性测光红移造成的偏差并非总是同号的。重子声波振荡受灾难性测光红移误差的影响最小,对于总比例为Ft=0.02的灾难性测光红移,最大的影响也只是左上角和右下角两部分对w0造成的偏差,相对偏差约为30%。但在对弱引力透镜和联合重子声波振荡+弱引力透镜的影响上,通常都有几倍的偏差,因此灾难性测光红移误差的影响不可忽略。另外,关于弱引力透镜对w0的限制,左上角和右下角造成的偏差大小几乎相等,但符号相反,从而导致总体影响反而变得很小。当拟合模型包括灾难性测光红移误差在内后,虽然测光红移误差分布模型多了45个自由度,但在同样大小的训练集的情况下,重子声波振荡和弱引力透镜的互补效应仍然很强。在此条件下,暗能量状态方程参数的误差并没有太大的增加。特别是重子声波振荡的限制结果增加量少于1%。弱引力透镜对w0和wa的限制误差分别增加了14%左右(UL+BR)和6%左右(UL+BR),而联合重子声波振荡+弱引力透镜对w0和wa的限制误差都只增加5%左右(UL+BR)。     

小质量X射线双星中中子星自转演化的研究

为解释毫秒脉冲星自转周期的观测数据和理论结果之间的差异,采用数值分析的方法研究了小质量X射线双星中中子星的自转演化.在计算中,分别考虑了辐射压和中子星辐照引起的物质交流的不稳定性对系统的影响.结果如下:(1)吸积盘内的辐射压会使自转周期有小幅增加,中子星辐照导致的物质传输率的变化会缩短演化路径中自转减慢的阶段;(2)同时考虑辐射压和中子星辐照时在物质传输的高态阶段吸积会被辐射压抑制;(3)吸积的质量和快参数影响达到自转平衡的系统数目.     

早期宇宙中的相变及熵产生

宇宙中的重子不对称可能是由大统一理论中的B、C及CP破坏的相互作用引起的。在这一理论中必定会有自发对称破缺存在,用以说明CP等破坏的出现,亦即宇宙早期有Higgs相变发生。我们指出,在Higgs相变时的反常耗散也可能是一种熵产生的有效机制,这种过程产生的熵值也可与现今的观测值相比较。在简化的σ模型中求得真空场的自作用及质量与宇宙熵值之间的关系。     

超新星和中子星

现在我们对超新星的认识是跳跃式地发展的,近来突破性的进展是:Ⅰ型超新星的光变曲线的观测与1M的Ni~(50)的衰变模型符合得较好:Ⅱ型超新星的观测可描述为在超巨星壳层底部有10~(50)尔格能量沉积而产性爆发,形成中子星。本文探讨了超新星和中子星的关系,以及在超新星研究中的某些观点,介绍了超新星的观测特性、前身星的特点以及超新星模型。Ⅱ型超新星释放能量很可能与内部收缩成中子星和产生脉冲星联系在一起,而Ⅰ型超新星爆发将整个恒星毁掉不留下致密天体。某些脉冲星(中子星)可能是失去外层的大质量星爆发而产生的,这些事件并不伴随着明亮的超新星出现。超新星等于中子星形成的观念似乎应当解除.     

一个大质量恒星形成复合体的动力学性质

恒星形成于分子云之中, 分子外向流是恒星形成正在进行的重要动力学特征, 也是研究和认识恒星形成的重要契入点. 利用紫金山天文台青海观测站德令哈13.7m毫米波望远镜, 采用5种分子谱线探针(包括¹²CO、¹³CO、C¹⁸O、HCO$^+$ $J=1-0$和CS $J=2-1$, J为角动量量子数), 对一个包含IRAS 19230+1506、IRAS 19232+1504和G050.3179--00.4186这3个源的大质量恒星形成复合体进行了成图观测研究. 通过对以上分子谱线数据并结合红外波段巡天数据的分析, 在这3个源中首次探测到了分子外向流活动, 并确定了分子外向流的中心驱动源. 最后对这3个源进行了分子外向流相关物理量参数的计算, 分析了这些物理量参数之间的关系, 结果表明分子外向流的性质与中心驱动源的性质息息相关.     

磁中子星巨耀发的观测和理论研究

软γ重复暴(soft gamma-ray repeater, SGR)被认为产生于磁中子星。发生在SGR上的巨耀发在短时标内释放出大于10~(39)J的巨大能量,被认为是宇宙中已知最强的能量释放过程之一,其剧烈程度仅次于超新星爆发和γ暴。详细介绍了几种磁球层理论模型,并重点介绍了以太阳爆发日冕物质抛射灾变理论为基础建立的磁中子星巨耀发的磁流体力学的半解析模型。在模型中,板块的转动或错位造成磁球层内磁场的扭缠,从而导致磁通量绳的形成和磁能缓慢的积累。当积累的能量超过阈值,系统就会失去平衡,然后产生爆发并释放能量。用该模型计算的SGR 1806-20, SGR 0526-66和SGR 1900+14这3次巨耀发的光变曲线都与观测基本相符。此外,有关磁中子星巨耀发的磁流体动力学的数值模拟工作也得到了全面的展开,通过求解各种初始条件和边界条件下的磁流体力学方程组,计算机的数值模拟可以得到磁中子星巨耀发过程中的磁场形态演化和内部精细结构。     

H(z)数据对相互作用暗能量模型的观测研究

结合最新的哈勃参量H(z)观测数据、重子声学振荡(BAO)数据与普朗克卫星观测得到的宇宙微波背景辐射(CMB)数据,利用马尔柯夫链蒙特卡洛算法(MCMC)对一种相互作用暗能量模型进行了观测限制.这3种数据联合限制得到的各参数的最佳拟合值及1σ误差范围分别为:物质能量密度参数?m=0.266+0.028-0.028,相互作用因子γ=0.090+0.100-0.098,暗能量状态方程参数wX=-1.307+0.263-0.269,哈勃常数H0=74.20+4.66-4.56.相互作用耦合参数γ0表明能量正在从暗物质转移到暗能量.然而,宇宙学常数模型中的巧合性问题在1σ误差范围内依然可以轻微缓解.为了更好地做出比较,还利用BAO+CMB组合数据及单独的H(z)数据对该模型进行了考察,得到的结果如下:(1)H(z)数据能对相互作用参数γ给出更好的限制结果;(2)ΛCDM模型仍然是与观测数据符合得最好的模型,耦合参数γ与其它模型参数(?m,H0)相互关联;(3)在考虑了暗能量与暗物质间的相互作用之后,超新星局域距离阶梯测量与普朗克观测对H0限制结果的冲突问题能够得到一定程度的缓解.     

对59个北天EGO天体方向上的分子云~(12)COJ=2-1和J=3-2频谱观测研究

为了研究有大质量恒星形成的分子云与其它分子云之间的差异,对北天的59个作为大质量恒星形成区的Spitzer延展绿色天体(Extended Green Objects,简称EGOs)视线方向进行了分子云~(12)CO J=2-1和J=3-2频谱观测,并与文献中对同一批天体方向观测得到的~(12)CO J=1-0频谱数据合并进行分析.对与EGO天体成协的分子云(简称EGO分子云)和其它non-EGO分子云进行了CO多跃迁谱线强度和宽度的统计比较分析.在数据统计的基础上,讨论了这两类分子云的气体温度分布、密度分布、速度场分布对观测数据统计特征的影响.分析结果表明,直接决定是否有大质量恒星形成的关键因素可能并不是巨分子云的质量是否足够大,而是巨分子云的引力塌缩程度足否充分(即分子云团块的体积填充因子是否足够大).     

恒星形成区的云核和星团

利用青海站13.7 m毫米波望远镜对17个与星团成协的恒星形成区进行了~(12)CO(J=1-0)、~(13)CO(J=1-0)和C~(18)O(J=1-0)的同时成图观测.除了IRAS04547+4753,这些源均探测到较强的C~(18)O(J=1-0)的谱线发射.由于分子云的大小不同,有13个源观测到~(13)CO(J=1-0)谱线积分强度极大值的一半处,其他源因分子云延展范围较大,没有进行大面积的成图观测.基于观测数据,计算了各云核的谱线线宽、亮温度、尺度、密度和质量等,~(13)CO和C~(13)O云核的维里质量与局部热动平衡(LTE)质量之比分别为0.66和0.74,它们接近于维里平衡状态.为了从形态方面比较云核与星团,将谱线的积分强度图与2MASS的K波段图像叠加.同时,计算了与云核成协的星团的大小和质量,数据采用了2MASS的近红外点源测光结果.基于云核与星团的质量结果,计算了分子云的恒星形成效率,大致在10%～30%的范围.     

部分遮蔽类星体SDSS J151653.22+190048.2的紫外波段中等宽度发射线起源

类星体SDSS J151653.22+190048.2 (简称J1516+1900)在紫外-光学-近红外波段展现出奇特的光谱性质:其光学Hα、Hβ和近红外的Paα、Paβ等发射线的半高全宽(full width at half maximum intensity, FWHM)均超过5000 km/s,等值宽度接近类星体平均值;而紫外波段光谱的常见发射线Lyβ、OVI、Lyα、NV、Si IV和CIV等,由FWHM1700 km/s的中等宽度成分主导.这种现象很可能是由于紫外发射线的宽线成分经尘埃消光,强度严重削弱,从而使得中等宽度成分凸显出来;在光学和近红外波段,尘埃消光减弱,发射线由宽线成分主导,潜在的中等宽度成分不容易被看到.根据中等宽度成分的线宽和J1516+1900中央超大质量黑洞的质量MBH5.75×108M⊙,在维里化假设下,估计中等宽度发射区到中央黑洞的距离约为1.6 pc.另一方面,利用J1516+1900丰富的观测谱线,结合光致电离模型计算,可以限定J1516+1900的中等宽度发射线区气体密度1012cm-3、电离参数10-0.65.据此估计该发射线区到中心黑洞距离0.016 pc,只有维里化距离的1%.这一矛盾结果预示着中等宽度发射区可能具有较为复杂的物理结构,未来需要观测更多类似J1516+1900的部分遮蔽类星体并进行系统的分类和研究.     

毫秒脉冲星PSR J1022+1001轮廓稳定性的研究

脉冲星具有非常稳定的累积脉冲轮廓,特别是毫秒脉冲星.前人研究发现一些脉冲星的累积脉冲轮廓会呈现出不稳定性.研究了毫秒脉冲星PSR J1022+1001累积脉冲轮廓的稳定性问题,该脉冲轮廓有两个峰,发现其峰值比随时间有明显的变化.通过分析,认为该毫秒脉冲星累积脉冲轮廓的不稳定性主要是由于脉冲轮廓随观测频率变化,同时星际闪烁造成不同频率上流量密度变化.研究还发现,也有少部分累积脉冲轮廓的变化可能是脉冲星内禀或其他因素所引起的.