中子星或是理解暗物质关键

据报道,澳大利亚墨尔本大学领导的ARC暗物质粒子物理卓越中心物理学家在最新一期《宇宙学和天体粒子物理学杂志》上发表论文称,他们通过计算发现,当暗物质粒子在冷却死亡的中子星内部碰撞并湮灭时,传递的能量会使恒星迅速升温。这项研究首次表明,大部分能量可在几天内储存起来。中子星或许“掌握”着理解神秘暗物质的“钥匙”,为科学家解开宇宙一大谜团提供了方向。

变化吸积率下中子星的壳冷却研究

暂现源中子星(NS)低质量X射线双星为研究NS壳加热和冷却提供了一个宝贵的机会.模拟其宁静期的光变曲线需要在中子星的浅壳层加一个额外的未知热源.通过开源的dStar程序,探究时间依赖吸积率对中子星壳冷却以及浅壳层加热参数的影响.研究表明:爆发初期变化吸积率对壳冷却影响较小,爆发期最后阶段吸积率的变化对壳冷却有较大的影响.变化吸积率导致爆发结束后中子星表面的温度比常数吸积率下中子星表面温度低,因此变化吸积率下需要提供更多的浅壳层加热来拟合爆发结束后的壳冷却观测.研究了MXB 1659-29和MAXI J0556-332这两颗源,它们对应不同的吸积时间以及浅壳层加热,时间变化吸积率对这两颗源的壳冷却以及浅壳层加热参数的影响是一致的.

利用含δ介子的相对论平均场理论研究中子星潮汐形变性质

开展中子星宏观性质的研究,对于揭示中子星内部组成和结构具有重要意义.本文基于相对论平均场理论模型,研究了δ介子对传统中子星和超子星物态方程、最大质量、勒夫数和潮汐形变能力的影响.结果表明,对于中小质量传统中子星(或超子星),δ介子使其潮汐形变能力变强;随着传统中子星(或超子星)质量的增加,δ介子对其潮汐形变能力影响逐渐减弱;尤其对于大质量超子星,含有δ介子的超子星潮汐形变能力相比不含δ介子的超子星变弱.此外,在相同质量下超子的存在会降低星体的潮汐形变能力,在本文所选的参数下,含有δ介子的星体中,仅同时含Λ,Σ和Ξ超子的超子星潮汐形变能力能同时满足GW170817和GW190814天文观测约束.随着与中子星相关的引力波数据逐渐增加,将为人们判断超子星内超子种类提供一个可能的途径.

短寿命原子核质量精确测量揭示中子星性质

据报道,近期,中国科学院近代物理研究所原子核质量测量团队与合作者基于兰州重离子加速器冷却储存环,利用国际首创的新型质谱术,精确测量了一批关键原子核的质量,研究了中子星表面的X射线暴,从新的角度约束了中子星的性质。相关结果于2023年5月1日发表在《自然-物理》(Nature Physics)上。中子星是人类已知的最致密的星体之一。X射线暴发生在中子星与伴星(通常是一颗红巨星)组成的双星系统中,是目前已知的最频繁的天体热核爆发过程,也是太空望远镜所能观察到的最亮的天文现象之一。

超子同位旋相互作用能对超子星转变密度的影响

利用相对论平均场理论,考虑重子八重态{n,p,Λ,Σ-,Σ0,Σ+,Ξ-,Ξ0},研究了超子同位旋相互作用对超子星转变密度的影响.结果表明:考虑超子同位旋相互作用,当xρΣ分别取2,1,2/3时,超子星的转变密度逐渐降低;当重子数密度取为超子星转变密度时,Λ和Ξ-超子对超子星转变密度贡献最大,二者之和约占总超子数的80%;Ξ-超子的数量随xρΣ的减小而降低,Λ超子的数量分别占总超子数的34.2%,35.8%和33.8%.

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.

超子排斥势和弱吸引势对中子星性质的影响

从相对论平均场理论出发,研究了不同超子势下,超子耦合常数对中子星性质的影响.对4种不同的超子势进行了计算,计算发现,∑强排斥势和Ξ的弱吸引势都将抑制超子的产生.作者通过对不同超子势的计算得到以下结果:∑排斥势越强,状态方程越硬,其所得中子星的最大质量越大.计算得到中子星的质量为1.32～1.45M☉(M☉为太阳质量),与实际观测基本符合.

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．

超子同位旋相互作用对中子星性质的影响

作者从相对论平均场理论出发,考虑到核子、超子和介子的自由度,研究了不同Σ超子同位旋相互作用对中子星性质的影响.经计算发现,大的Σ超子与ρ介子耦合常数对中子星中Σ-超子的出现有抑制作用,当该耦合常数超过1.4时,不会有Σ-出现,同时其它超子(比如Λ,Ξ-等)则在更小的密度下生成.该同位旋耦合常数亦对中子星物质的状态方程有影响,耦合常数越大,状态方程越硬,得到的中子星的最大质量越大.由计算结果得中子星的最大质量为1.3～1.4M⊙(M⊙为太阳质量),与观测结果基本相符.

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。

σ＊和φ介子对有限温度中子星转动惯量的影响

利用相对论平均场理论并考虑重子八重态{N,P,Λ,Σ-,0Σ,Σ+,Ξ-,Ξ0},对有限温度慢旋转中子星的转动惯量进行了计算.研究发现,对于温度为T=15 MeV的慢旋转中子星,当重子数密度大约为0.34 fm3时,σ*和φ介子开始出现,之后,其势场强度随着重子数密度的增加而增大,同时,由于考虑了超子之间的σ*和φ介子自由度的贡献,中子星的最大质量减小,而转动惯量变大.

SN1987A:热光度演化和内部中子星的探讨

本文计算了超新星SN1987A壳层内的各种放射性物质(^(56)Co,^(57)Co,^(44)Ti和^(22)Na)对热光度演化的贡献,并对内部中子星可能存在的几种辐射类型及其对热光度的贡献进行了探讨.在计算结果分别与CITO和ESO的观测结果进行比较后,认为在大约900天以后,核衰变能已不再是决定SN1987A热光度演化的唯一能源,来自内部中子星的辐射开始对热光度演化起支配作用,而中子星最主要的辐射矶制则是吸积。

从中子星到奇异星的转变

本文利用广义相对论数值计算研究了从不同物态的中子星到不同物志的奇异星的转变过程．对于热中子星，转变可引起很大的脉冲星周期突变，其大小取决于中子物质的物态，其时标取决于奇异物质的物态．对于冷中子星，转变可产生一类γ射线爆．

中子星外壳层物理:Ⅰ.无磁场情形

中子星外壳对于研究中子星的冷却和吸积中子星的演化是重要的。近几年来,关于它的研究已经很深入。本文详细地评述非磁化中子星外壳层物理的进展。我们着重综述非吸积和吸积中子星外壳层在低密度区和高密度区的组份和状态方程以及外壳层的热结构。

中子星外壳层物理:Ⅱ.强磁场情形

中子星表面存在10~9—10^(13)G的磁场。在强磁场中,电子的纵向运动是自由的,而横向运动是量子化的。本文评述强磁化中子星外壳层物理的新进展。在低密度区(p～10~4g·cm^(-3)),由于电子-离子相互作用,必须用磁统计模型求该区的状态方程;而在高密度区(p>10~4g·cm^(-3)),用变分方法求组份和状态方程。本文还综述强磁场下的外壳层热结构和强磁场对弱相互作用反应的影响。

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．

中子星研究历史回顾、现状及展望

介绍了中子星研究简史、中子星结构模型和中子星结构方程,阐述了目前中子星研究的几个层次及所采用的理论工具,对中子星研究的未来作了展望.

磁中子星的一维吸积柱模型

本文给出了改进的一维吸积柱模型，探讨了在大吸积率下吸积柱的结构及物理性质，并理论推导吸积柱内下落物质的温度、密度及速度的变化。计算结果表明，它自上而下可以分为几个部分：冲击区（辐射压减速压）、理想气体压减速区、简并气体压减速区、外流区。作为例证，详细计算了吸积率Ｍ≈１０＾１７ｇ／ｓ，极区磁场强度Ｂｍ≈１０＾８Ｔ的中子星吸积柱。探讨了吸积柱内的热核反应。

大质量中子星内部中微子辐射的相对论效应研究

通过相对论平均场理论和相关冷却理论,我们采用四组常用的核物质参数组(GL85,GM1,GPS250,GPS300)研究含有相对论效应和不含相对论效应两种情况下的大质量中子星冷却性质.结果表明,中微子辐射的相对论效应在大质量中子星(比如脉冲星PSR J1614-2230)内部表现得较为显著.四组参数组中,GPS300参数组导致中微子发射率下降的幅度最大,而GM1参数组使得冷却速度降幅最明显.