本文選題：混合星 + 狀態(tài)方程�。� 參考：《華中師范大學(xué)》2014年碩士論文

【摘要】：致密星是恒星演化末期的最終形態(tài),中子星便是其中的一種致密星,它是研究極端物理條件下高密核物質(zhì)物理的“天然實驗室”,也是低溫物理的“實驗室”,對高密核物質(zhì)的特性和致密星體熱演化等問題的研究有著非常重要的意義。然而,由于核物理理論的不確定性,中子星核心部分的物質(zhì)組成及狀態(tài)方程(EOS)仍是人們討論的熱點。 中子星的內(nèi)部有很多可能物態(tài)形式,如純夸克物質(zhì)、純核子物質(zhì)、核子與夸克混合的物質(zhì)、色超導(dǎo)等。本文主要討論核子與夸克混合的情況,即混合星。我們首先詳細討論了混合星的強子相、夸克相的狀態(tài)方程,研究了不同強子相的介子組成和不同夸克相參數(shù)對星體的狀態(tài)方程的影響。這里的強子相選用平均場近似(RMF)的方法,分別考慮σ與ω相互作用的情況和σ自相互作用的情況,其對應(yīng)的參數(shù)分別選用SVI-1(scalar-vector interaction)和NL3(nonlinear)。結(jié)果顯示,SVI-1參數(shù)模型和NL3參數(shù)模型相比,對狀態(tài)方程有軟化作用。而夸克相選用場關(guān)聯(lián)方法(FCM),可以觀察到膠子凝聚值(G2)和靜態(tài)夸克反夸克勢(V1)對狀態(tài)方程的影響。在相變過程中,我們介紹了麥克斯韋(Maxwell)和吉布斯(Gibbs)兩種構(gòu)造理論,并給出了相變過程中壓強隨粒子數(shù)密度變化的關(guān)系。 接著,我們介紹了TOV (Tolman, Oppenheimer, Volkoff)方程來描述中子星的質(zhì)量半徑(M-R)關(guān)系,結(jié)合混合星內(nèi)部的狀態(tài)方程,對混合星M-R關(guān)系的結(jié)果作了四層分析：第一,我們給定G2在相同的強子相參數(shù)模型和相變構(gòu)造理論下觀察V1對M-R關(guān)系的影響。結(jié)果顯示,最大質(zhì)量隨著V1的增加而增加,但V1很小時的變化不明顯。第二,我們給定V1在相同的強子相參數(shù)模型和相變構(gòu)造理論下觀察G2對M-R關(guān)系的影響。結(jié)果顯示,最大質(zhì)量隨著G2的增加而增加。第三,在這個條件下,我們改變強子相的參數(shù)模型,在不同的G2下進行比較。結(jié)果顯示,SVI-1參數(shù)模型得到的最大質(zhì)量基本上比NL3的結(jié)果要小,但在G2=0.006GeV4時出現(xiàn)反轉(zhuǎn),這也表示混合星M-R的關(guān)系受強子相和夸克相共同影響。第四,我們在相同條件下,比較兩種相變構(gòu)造理論對M-R的影響,發(fā)現(xiàn),Gibbs構(gòu)造理論得到的曲線更加平滑。
[Abstract]:The dense star is the final form in the late stage of stellar evolution, and the neutron star is one of the dense stars. It is a "natural laboratory" for studying the physics of high-density nuclear matter under extreme physical conditions, and a "laboratory" for low-temperature physics. It is of great significance to study the characteristics of dense nuclear matter and the thermal evolution of dense stars. However, due to the uncertainty of nuclear physics theory, the matter composition and equation of state (EOS) of the neutron star core are still a hot topic. There are many possible state forms in neutron stars, such as pure quark matter, pure nuclear matter, nucleon and quark mixed matter, color superconducting and so on. This paper mainly discusses the mixing of nucleons and quarks, that is, mixed stars. We first discuss the state equations of hadrons and quarks of mixed stars in detail, and study the effects of meson composition of different hadrons and quark phase parameters on the equation of state of stars. The hadronic phase uses the mean field approximation (RMF) method. The interaction between 蟽 and 蠅 and 蟽 self-interaction are considered respectively. The corresponding parameters are SVI-1 (scalar-vector interaction) and NL3 (nonlinear)., respectively. The results show that the SVI-1 parameter model softens the equation of state compared with the NL3 parameter model. The effect of gluon coacervation (G2) and static quark antiquark potential (V1) on the equation of state can be observed by using the field correlation method (FCM). In the process of phase transition, we introduce Maxwell and Gibbs structural theory, and give the relation between pressure and population density. Then, we introduce TOV (Tolman, Oppenheimer, Volkoff) equation to describe the mass radius (M-R) relation of neutron star. Combining with the equation of state inside the mixed star, we analyze the results of M-R relation of mixed star in four layers. The effect of V1 on the M-R relation is observed under the same Hadron phase parameter model and phase transition construction theory. The results show that the maximum mass increases with the increase of V1, but the change of V1 is not obvious. Secondly, under the same Hadron phase parameter model and phase transition construction theory, we give the influence of G2 on M-R relationship. The results showed that the maximum mass increased with the increase of G2. Thirdly, under this condition, we change the parameter model of Hadron phase and compare it with different G2. The results show that the maximum mass obtained by the SVI-1 parameter model is basically smaller than that obtained by NL3, but the inversion occurs at G22.006GeV4, which also indicates that the relationship between the mixed star M-R is affected by the Hadron phase and the quark phase. Fourthly, under the same conditions, we compare the influence of two phase transformation structures on M-R, and find that the curves obtained by the Gibbs construction theory are smoother.
【學(xué)位授予單位】：華中師范大學(xué)
【學(xué)位級別】：碩士
【學(xué)位授予年份】：2014
【分類號】：P145.6

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本文編號：2052479