中子星内部物理学——Ⅰ.整体性质和壳层物理

本文简单介绍了中子星整体概况、研究中子星外壳和内壳物理状况所用的方法和研究概况,最后简短介绍了强磁场对中子星表层物质性质的影响方面最重要的结论。     

中子星内部夸克物质的振动阻尼效应

大质量中子星的核心部分可能存在着自由夸克状态。本文讨论了这种中子星的振动会通过夸克弱作用过程而阻尼,其阻尼时标非常短,甚至可能达到几十毫秒量级。这种短时标阻尼有可能在某些γ射线爆发现象中反映出来。本文也试图用这种机制解释1979年3月5日γ射线爆发。     

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%.     

高密物质的一种状态方程和中子星的结构

我们用改进的平均场方法计算了核密度以上物质的状态方程,并用中子星结构方程计算了中子星结构,得出引力质量M_G=1.7M_⊙,转动惯量I=1.62×10~(45)g-cm~2。结果表明,这些值与观测值符合的较好;高密物质相互作用模型的选取直接影响到中子星结构的特征量,同时可看出,用改进的平均场方法可使非相对论和相对论理论所推算的中子星的质量和转动惯量之间的差距明显地缩小。     

新状态方程下中子星的性质

利用扩展的Skyrme作用可从Hartree-Fock多体理论中给出一种新的状态方程。本文在这个状态方程的基础上研究了静态中子星的性质。对于SKM和SG2这两个较好的Skyrme相互作用模型计算得到中子星的最大质量分别为Mmax=1.7M。，Max=1.67M。，此外，本文还研究了中子星的其它性质，如引力红移、惯量矩等，计算结果与观测以及Glitch模型符合。最后还发现在这种状态方程下，中子星冷却仅能通过冷却速度相对较慢的修正的Urca过程来实现。为便于比较，文中还计算了AV14＋TBF和Paris TBF这两种三体相互作用模型下的中子星的性质。     

强磁场下中子星外壳的组分和状态方程

本文计算和讨论了强磁场下由冷的催化物质组成的中子星外壳的组份和状态方程。文中考虑了晶格能和强磁场下均匀电子气体的交换能的贡献.得出结论:(1)强磁场使低密度区的状态方程变软;(2)强磁场对高密度区的状态方程几乎没有影响;(3)核质量公式对外壳的组份影响较明显.     

Ⅰ型X射线暴和中子星周围物质的相互作用研究进展

Ⅰ型X射线暴是发生在中子星小质量X射线双星表面的不稳定核燃烧过程。Ⅰ型X射线暴的辐射可对中子星周围的物质产生显著影响。文章回顾了Ⅰ型X射线暴与中子星周围物质之间的相互作用的观测结果和理论解释,包括坡印亭-罗伯逊效应引起的吸积率增加、Ⅰ型X射线暴能谱中的吸收限特征、吸积盘反射、千赫兹准周期震荡信号的变化、冕冷却导致的硬X射线缺失等;此外,还介绍了NICER卫星相关观测的最新进展。     

超新星SN 1987A的热光度演化──内部中子星的贡献

本文介绍了超新星SN1987A爆发六年多来其热光度演化的研究情况．爆发后的前800天，观测的热光度曲线与由超新星爆发时合成的放射性元素的放射衰变加热模型符合得很好．但900天以后，观测的热光度曲线比考虑了所有放射性元素贡献后的理论曲线下降得还要缓慢．这可能表明有新的能源在起作用．我们认为这个新的能源可能是超新星爆发时产生的中子星的吸积．通过吸积超新星爆发时抛射气壳中小于逃逸速度的部分物质而增大SN1987A的热光度．这一模型能很好地解释900天以后的光度曲线的下降变级以及900至1200天之间光度曲线的凸起，这也为内部中子星的存在提供了间接的证据．     

超新星SN 1987A的热光度演化—内部中子星的贡献

本文介绍了超新星ＳＮ１９８７Ａ爆发六年多来其热光度演化的研究情况。爆发后的前８００天，观测的热光度曲线与由超新星爆发时合成的放射性元素的放射衰变加热模型符合得很好。但９００天以后，观测的热光度曲线比考虑了所有放射性元素贡献后的理论曲线下降得还要缓慢。这可能表明有新的能源在起作用。我们认为这个新的能源可能是超新星爆发时产生的中子星的吸积。通过吸积超新星爆发时抛射气壳中小于逃逸速度的部分物质而增大ＳＮ     

含有反常质子的反常中子星II.非均匀星体模型

文[4]用均匀星体模型研究了含有反常质子的反常中子星,本文是文[4]的继续.本文计算了含有反常质子的反常中子星的非均匀星体模型,结果列于表2以及示于图1—4.     

LSI 65°010中的中子星周围存在HⅡ区的可能观测证据

对Be／X射线双星LSI＋65°010／2S0114＋65连续四年（1992—1995年）的光学光谱观测发现,在1992年11月它的Ha发射线等值宽度在4天内从－0．43A增至－1．48A,增加了约3．5倍．此剧烈变化支持LSI＋65°10的光学子星是一颗Be星而非超巨星的论点．我们的观测还发现,1994年9月它的Ha发射线轮廓呈明显的双峰结构,但与普通Be星中由于旋转气壳而形成的双峰不同,其红峰处于Ha理论波长附近,紫峰却紫移了7．2A．我们认为此双峰可能产生在LSI＋65°010的不同HⅡ区中,即红峰产生于Be星周围的气壳内,而紫峰很可能产生于在轨道上快速运动的中子星周围的HⅡ区中,此观测可能提供了中子星周围存在HⅡ区的证据．同样,我们认为1992年11月4日观测到的Ha发射线红翼几乎不变,紫翼却大幅增加的现象也是由于中子星周围的HⅡ区造成的．     

Saa有挠引力模型下慢旋转磁中子星的电磁场

导出在Saa有挠引力模型下慢旋转磁中子星电磁场所满足的方程，并研究其外部解，得出如下结论：其一，选规范．A^0=0，电磁场存在某种形式的特解；其二，选规范A^0≠0，电磁场根本不存在此特解．故可通过观测中子星外部电磁场的形式判断挠率是否存在．     

有限厚度的盘状星系中物质密度的分布

本文对于物质密度沿z方向指数衰减的轴对称盘状星系模型,忽略恒星本动,讨论了物质在星系盘面的投影面密度同星系旋转曲线的关系,得出了对于无限薄盘的Toomre模型的改正公式。结果表明,考虑了星系厚度以后,物质分布比无限薄盘模型更加向中心集中。对银河系中心部分,投影面密度值比Toomre公式给出的密度值约高9%。     

旋涡星系模型及银河系的物质密度分布

本文假定轴旋涡星系的物质密度分布由三部分组成:平行于星系对称面的层分布,它沿z方向成指数衰减;对称于中心的多球层分布;以及星系中心的高度密集的球核。在这样的假设下,本文求出了星系物质密度分布的分析表达式,并以银河系为例,定出了银河系物质密度分布的具体结果。本文所得结果,与最新观测结论相一致。     

变光小行星的光电测光Ⅱ.

在完成了七颗变光小行星观测研究之后,我们用相同的仪器于1962年的第四季度和1963年的第一季度,继续进行了一些小行星的光电测光工作.从1962年10月到1963年2月期间所做的观测中,我们获得了十颗小行星完整的光变曲线,其中除了两三颗的周期曾经人们测定过以外,其余的周期都是初次测出.     

太阳活动区无力场的数值计算——Ⅱ.Chiu-Hilton方法的改进

在根据日面法向磁场、以线性无力场模型推算活动区上空磁场的工作中,Chiu-Hilton方法是较好的一个.但在以往这类的工作中,因为缺乏一个实际可用的条件来确定问题中出现的本征函数,就简单地将一组本征函数扔掉了.本文会析了本征函数对磁场解的数值及形态的影响,提出一个根据H_α照片估计本征函数大小的办法,可以用来得到更接近实际的磁场解.