在超强磁场中修正的相对论电子压强

当前脉冲星领域一个重要的研究热点是磁星.本文在朱翠等(Zhu C,Gao Z F,Li X D,Wang N,Yuan J P,Peng Q H 2016 Mod.Phys.Lett.311650070)工作的基础上,重新研究了磁星超强磁场下(B>>B_(cr),B_(cr)是电子的.量子临界磁场)电子朗道能级的稳定性及其对电子压强的影响.首先,对弱磁场极限下(B<<B_(cr))中子星内部电子压强进行必要的回顾;然后,通过引入电子朗道能级稳定性系数g_(v)和Dirac-δ函数,推导出在超强磁场下修正的相对论电子压强P_(e)的表达式,给出表达式适用条件:物质密度P≥10^(7)g·cm^(-3).和B_(cr)≤B<10^(17)G(1 G=10^(-4)T).超强磁场通过修正相对论电子的相空间,提高了电子数密度n_(e),而n_(e)的增加意味着Pe的增加.利用修正的电子压强表达式,讨论了超强磁场下费米子自旋极化现象、电子磁化现象以及超强磁场对物态方程的修正.最后,本文的结果与其他类似工作进行对比,并对未来的工作进行展望.本文的研究将为磁星以及强磁化白矮星的物态方程和热演化的探索提供极有价值的参考,将为普通射电脉冲星等离子磁层数值模拟、高磁场脉冲星辐射机制等相关研究提供有用的信息.

星系盘厚度效应的研究

在三维引力Ｐｏｉｓｓｏｎ方程严格解基础上，探讨了有限厚星系盘基盘的动力学性质，并进一步讨论了盘的厚度效应对银河系所需晕质量的影响。研究了扰动盘的动力学性质，通过将扰动引力势Ｐｏｉｓｓｏｎ方程的严格解与林家翘、徐遐生提出的自维持密度波理论相结合，建立了三维旋涡星系有限厚盘上密度波的色散关系。在此色散关系的基础上讨论了盘的局域稳定性，研究了旋涡星系旋臂的形态、三维盘状星系密度波的群速度。研究表明厚度是星系盘研究中不容忽略的重要参量。另外在有限厚盘星系密度波色散关系的基础上还探讨了一种确定星系厚度的新方法。

星际^（26）Al核合成研究面临的困难──核天体物理学的重大疑难问题

介绍了有关星际￣（２６）Ａｌ（衰变伴随１．８０９ＭｅＶγ射线）的空间观测结果；讨论了与￣（２６）Ａｌ及其有关放射性核素（￣（２２）Ｎａ）的核反应链及其最近核物理实验进展；并由此分析了目前关于星际￣（２６）Ａｌ起源的各种天体模型面临的困难。最后，作者提出一种产生星际￣（２６）Ａｌ的新的可能的途径与Ｉａ型超新星模型的设想。

I_a型超新星爆发理论(I):主要观测特征及其爆发机理

从光谱特性、光变曲线、爆发能量、在星系内分布特征等诸方面，简要介绍了I_a型超新星（SNI_a）的主要观测特征．并根据近年来人们提出的改进标准模型阐述了SNI_a爆发的物理原因和物理过程以及核合成特征．

恒星演化和超新星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 ,在本文第 3节中我们评述了Ⅰa 型超新星爆发理论尚在争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节中本文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。

超新星在星际^(26)Al问题中的作用:星际^(26)Al的天体源泉问题之三

讨论了迄今超新星爆发理论中各种爆炸性核燃烧核合成26Al的问题。评述了星际26Al天体起源的SNII＋SNIb模型的有利因素和不足之处。最后提出一种产生星际~26Al的新途径和有关部分星际26A1起源于SNIa的初步设想。

I_a型超新星爆发理论(Ⅱ):理论研究中的重要疑难问题

介绍与评述了I_a型超新星理论研究中最为突出的8个尚未解决的重要疑难问题，并简单介绍了国内围绕SNI_a开展的某些物理探讨研究．

星际^(26)Al的平稳核燃烧星体模型──星际^(26)Al的天体源泉问题之一

介绍了有关星际26A1发射的1．809MeVγ射线的空间探测结果。简要介绍并评述了有关星际26A1天体来源问题中的平稳核燃烧星体模型，即大质量主序星模型、WR星模型和处于渐近巨分支阶段（AGB）红巨星模型。根据近几年核物理实验新进展所获得的有关核反应率的新数据，指出这些模型都面临着严重困难，似乎不大可能成为星际26A1的重要天体源泉。

三维盘状星系的研究Ⅰ.星（系）盘外部的...

本文从星系动力学方程组出发,以星(系)盘的Poisson方程为基本方程,由Bessel-Fo-urier变换导出决定星盘外部物质投影面密度σ(r)的基本方程.对于星系外部平直旋转曲线情形,寻求了σ(r)和恒星速度弥散度随γ的指数分布解,并求出了它们的指数衰减系数(或特征尺度)

新星在星际^(26)Al问题中的作用:星际^(26)Al的天体源泉问题之二

介绍和评述了有关星际26Al问题的各种新星模型计算结果，阐述了我们对这一问题的研究和看法，指出了现今各种新星模型在星际26Al问题上存在的严重困难。

三维盘状星系的研究——Ⅱ.星系中心σ(r)与星系盘的整体模型

本文采用了同文Ⅰ类似的方法,针对星系内区的刚性旋转情形并考虑到核球的重要引力作用,从理论上研究了星系盘物质投影面密度(σ(γ))在星系中心附近的渐近性质,并结合文Ⅰ关于具有平直旋转曲线的外部区域的渐近解,提出了一个可能合理的、适用于整个星系盘的物质分布模型:σ(γ)=σ_0(1-4/5 bγ+γ~2/a^2)^(-5/4)exp(-bγ).此外,本文还找到了一个联系着星系核球质量、星系盘质量以及某些分布参量的一个重要关系式.

中子星内中子超流涡旋及其天文效应

讨论了中子星内中子超流涡旋。介绍了与之有关的两个模型 :(1)高速中子星的中微子火箭喷流模型 ;(2 )脉冲星周期突变的3 P2 中子超流涡旋相振荡模型。

一种研究贫金属星重元素丰度分布的方法

以重元素核合成理论及星系化学演化理论所得结论为基础，提出了一种利用３ 种中子俘获过程的典型元素丰度观测值，研究在不同金属度下不同核合成过程对重元素丰度的贡献的方法．由此可以确定ｒ过程与ｓ过程的贡献比例，并可用此方法来计算其余重元素丰度，得到关于重元素核合成的重要信息．利用这种方法计算了贫金属星ＨＤ６２６４４ 、ＨＤ１２６２３８和ＨＤ１８４７１１ 的重元素丰度，并将计算结果与观测结果进行了比较。

外赋AGB星星风吸积的角动量守恒模型

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，推导出星风质量吸积及轨道参量变化方程．在新的轨道参量变化方程的基础上，计算了外赋AGB星系统的星风质量吸积及轨道参量的变化．将星风吸积模型同内禀AGB星核合成模型结合起来，通过逐次脉冲吸积质量和混合，自洽地计算外赋AGB星的重元素超丰，并给出计算结果与观测值的比较．对初始质量较大的Ba星（M2．0＝2．5M⊙），当系统轨道周期大于1300天时，属于星风吸积，小于600天成为共同包层双星或灾变双星．对初始质量较小的Ba星（M2．0＝13M⊙），当系统轨道周期大于1600天时，属于星风吸积，小于600天时成为灾变双星，由此可以解释Ba星的重元素超丰和轨道参量的观测事实，并有利于解释观测到的外赋S星轨道周期的600天下限．随着星风吸积过程的进行，轨道偏心率逐渐增大，这对解释Ba星轨道偏心率平均值大于外赋S星和CH星平均值的观测事实有利．

3M_⊙AGB星表面重元素丰度的演化

本文以１３Ｃ（ａ，ｎ）１６Ｏ及２２Ｎｅ（ａ，ｎ）２５Ｍｇ作为双脉冲中子源，对于质量为３Ｍ■、初始金属度为０．０１５的热脉冲ＡＧＢ星，采用无分叉ｓ－过程反应通道，结合最新恒星演化的计算结果、在各参量合理取值范围内，计算了表面重元素丰度和碳氧比（Ｃ／Ｏ）的演化并与观测值进行比较。结果表明，就轻重ｓ－元素丰度关系图和 Ｃ／Ｏ重元素丰度关系图而言，在各参量的合理取值范围内，理论计算曲线能够同时落入观测值区域之内，ＭＳ、Ｓ星和Ｃ星对应的平均中子辐照量范围是对ＡＧＢ星的ｓ－元素超丰影响较大。在达到渐近分布后才开始挖掘的合理假设下，其它因素（例如核心质量Ｍｃ、每次脉冲挖掘质量大小是否随脉冲数变化）对内禀ＡＧＢ星表面重元素超丰影响不大。何时发生第三次挖掘对ＭＳ、Ｓ星的重元素超丰情况影响较大，但Ｃ星丰度几乎不受影响。

恒星内部电荷屏蔽对电子俘获反应的影响

本文分析了在恒星环境下，电荷强屏蔽对原子核电子俘获反应的影响，分析中忽略了电荷屏蔽对核跃迁矩阵元的影响．作为例子，分别讨论了电荷屏蔽对核素33S、30P和57Fe的电子俘获率的影响．结果表明：在较低温度和较高密度下，由于电荷屏蔽，其电子俘获率相对于无屏蔽情形有明显降低，这可能对恒星晚期演化和超新星爆发理论带来明显的影响．

贫金属星中子俘获元素丰度

贫金属星的中子俘获元素丰度与恒星的形成和演化密切相关，它为研究星系形成早期的历史背景和化学演化提供了重要信息。贫金属星中子俘获元素丰度的研究已成为近年来核天体物理研究的前沿和热点。介绍了恒星内部重元素的核合成图像，ｓ过程和ｒ过程核合成的概念及其核合成场所。着重介绍了近年来有关贫金属星中子俘获元素丰度的观测结果，综述了近年来贫金属星中子俘获元素丰度分布的理论研究进展情况和中子俘获元素的星系化学演化的研究进展情况，并且提出了在该领域进一步开展理论和观测研究的建议。

强磁场对非零温中子星壳层电子俘获反应的影响

本文讨论了强磁场作用下非零温电子气体的化学势，分析了磁场作用下电子气体屏蔽势的变化；以核素３３Ｓ为例，讨论了不同温度下，磁场对电子俘获率的影响，结果表明：在足够低的温度和密度下，足够强的磁场使电子俘获率显著降低，而就中子星表面存在的磁场强度（１０９－１０１３Ｇ）而言，磁场对其电子俘获率几乎没有影响．

强电荷屏蔽下的电子俘获率

分析了电荷屏蔽对超新星前身星环境下的电子俘获反应的影响,分析中强电荷屏蔽势能采用了最近人们利用线性响应理论给出的结果,对核素56Co,56Fe,56Mn电子俘获率的分析计算表明,在低温高密情形下,电荷屏蔽对电子俘获反应的影响较先前的分析的影响程度略小,但电荷屏蔽对电子俘获反应的影响仍然显著.

超新星核中的非奇异－奇异夸克物质相变

最近Ｇｅｎｔｉｌｅ等研究了超新星核区从核物质到夸克物质的一级相变．沿着他们的工作，本文研究从两味夸克物质到三味夸克物质的相变过程．我们发现相变时标小于１０－７秒．超新星的中心温度和核区的中微子总能量明显增大，这不仅会增加超新星爆发的成功机会，而且会提高复活激波的能量，同时会影响新生中子星的冷却．核区存在Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ对流．