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.     

关于中子星辐射部位的一些探讨

本文试图讨论脉冲星辐射源的形成,指出光速圆柱附近,通过“磁湮没”产生高能粒子束,从而可形成脉冲辐射。本文指出: (1)光速圆柱附近非共转层中由于较差自转磁能会迅速积聚,积聚的功率和积聚区的尺度符合观测的要求;(2)上述磁能可通过“磁湮没”进行释放,“磁湮没”中产生的高能粒子束的速率及尺度符合观测对射束的要求;(3)辐射区粒子数密度可以远大于G-J模型中的值,与文[2]由观测对PSR0531+21的辐射区提出的要求一致;(4)γ射线与射电脉冲周期可有所不同。     

中子星吸积加速与引力辐射影响

研究了中子星双星系统吸积过程中的中子星自旋加速,得到其周期随着吸积质量的变化关系,并且通过对中子星磁场与周期演化分析,对比脉冲星的观测,获得了理论与观测类似的结果,在此基础上,研究了引力辐射作用对中子星自旋加速过程的影响,并且推导了吸积过程中中子星自旋周期变化率,探讨了吸积与引力辐射影响相当的临界角速度Ω_(cr),评估了中子星的自旋在引力辐射下的影响.     

简并中微子自引力体系的质量的相对论极限

中微子的非零静止质量的存在表明,可能存在星系质量量级的简并中微子自引力体系,我们从狭义相对论及宇宙学角度来讨论这种体系的质量极限。     

磁场对辐射及中子星结构的影响

本文是近几年“攀登计划”执行情况的汇报。它概括了同步曲率辐射新机制发现的意义、解决的问题及应用前景。同时它阐明了中子星内部超强磁场存在的影响,以及可与观测相比较的效应。     

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。     

含辐射作用力的相对论改正运动方程

在本文中我们得到了慢速运动中两个球对称非旋转天体在辐射作用力影响下的运动方程。此方程相对论改正达到了(v/c)~2、(v/c)~4、(v/c)~5量级。运动方程只依赖于相对论质量,而与天体的内部结构和致密度无直接关系。这意味着运动方程可以应用于象中子星和黑洞一类具有强内引力的天体。     

相对论喷束模型中表现速度计算的修正

在相对论喷束模型中，假设源的核在观测者静止坐标系中不动的前提下，推出了现在已得到广泛承认和采用的计算相对论等离子团横向视速度的公式．随着观测精度的提高，对核固定不动的假设提出了怀疑，认为有必要重新估价表现横向速度公式的正确性，并在更普遍的框架下，找出该公式的修正形式．本文试图对几种根据目前对射电源一般结构认识提出的模型，初步探讨这种修正的可行性．     

中子星的吸积流动

本文分析中子星的吸积流动,其中磁轴与自转轴重合.吸积盘内缘区域的波阻将使盘内的角速度偏离开普勒速度而减小,引力势能使流体加热和加速.吸积盘中有两类流动.完全亚声速流动的引力势能主要使吸积流加热.另一种流动有跨声速过渡和激波.这两种流动都表明,吸积盘的高温区域都位于过渡区中,而外部区域中气体温度不高.还计算了中子星磁层中的吸积流动.在极区距几个中子星半径处,气体被急剧加热,产生X射线辐射,形成热斑.这些结果与中子星吸积流动的主要特征一致.     

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．     

中子星的磁场演化

中子星磁场的起源与演化问题一直没有满意解决。本文就近年的磁场观测统计分析和理论解释进行了系统介绍，并总结出中子星磁场演化的观测结论。     

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     

中子星内部物理学——Ⅱ.超高密度物质状态下的物理学

本文介绍了研究中子星内部超高密度物质状态时常用的量子力学和量子场论方法,例如BBG核物质理论和Walecka平均场模型。介绍了近年来的一些研究状况,其中包括中子星内部的反常核态、π凝聚和夸克物质等问题的研究简况。     

脉冲星磁偶极辐射模型的修正

本讨论了脉冲星磁偶极辐射模型所取得的成就和存在的困难，针对不足之处对磁偶极模型进行修正。从统计上得到修正因子与周期变率的幂律关系。由修正后的磁场强度得出其衰减时标大于１０＾８年，这与有关的理论研究结果一致。修正后的磁偶极模型给出周期变率和周期的新关系为Ｐ∝Ｐ＾－３图中加速线以上的资料的统计拟合方程一致。     

脉冲星磁偶极辐射模型的修正

本文讨论了脉冲星磁偶极辐射模型所取得的成就和存在的困难，针对不足之处对磁偶极模型进行修正。从统计上得到修正因子与周期变率的幂律关系。由修正后的磁场强度得出其衰减时标大于１０８年，这与有关的理论研究结果一致。修正后的磁偶极模型给出周期变率和周期的新关系为р∝Ｐ－３，这恰好和р－Ｐ图中加速线以上的资料的统计拟合方程一致。     

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。     

测定中子星质量的新途径

现在,天文学家公认发射射电脉冲的中子星便是脉冲星,而中子星的质量常从所测脉冲双星的数据获得。例如,脉冲双星Ｂ１５３４＋１２、Ｂ１９１３＋１６及Ｂ２１２７＋１１Ｃ中脉冲星的质量分别为太阳质量的１．３３８、１４４２和１．３４９倍,即中子星的质量约为１?..     

中子星的第二类磁场

以往普遍认为,中子星具有的磁场是衰减性的,衰减时标约为(5—9)×10~6年。近年发现了另一种不衰减或衰减极慢的磁场,称之为第二类磁场。本文将对中子星的这种第二类磁场的研究现状作比较系统的介绍和述评。非常可能,这种磁场相当普遍地存在于各类中子星。脉冲星、X射线双星以及γ射线爆源,都可能存在着这种第二类磁场。     

测量到中子星的红移

欧洲空间局的XMM——牛顿望远镜第一次成功地测量了一颗中子星的引力红移,使科学家能由此推断恒星内部的结构。 中子星是大质量恒星作为超新星爆发后留下的致密遗迹。这些恒星的核在自身引力下坍缩,将物