低質(zhì)量中子星性質(zhì)的研究
發(fā)布時間：2020-10-21 09:17
核物質(zhì)的物態(tài)方程影響著中子星的結(jié)構(gòu)和性質(zhì),而低質(zhì)量中子星的中心密度不超過飽和核密度,因此內(nèi)殼層的物態(tài)方程對其結(jié)構(gòu)和穩(wěn)定性起著重要的作用。本文工作重點是利用四組有代表性的內(nèi)殼層核物質(zhì)物態(tài)方程對低質(zhì)量中子星的性質(zhì)進行理論研究。把這四組物態(tài)方程與另外的外殼層和液核兩部分的物態(tài)方程進行組合,利用靜態(tài)球?qū)ΨQ理想流體靜力學(xué)平衡方程--TOV方程,計算從白矮星到中子星最大質(zhì)量這一致密星的M-R關(guān)系。結(jié)果表明,中心密度和半徑存在著一個禁帶范圍,即是:中心密度范圍在1012kg/m3-1017kg/m3或者半徑在400km-2000km時不存在穩(wěn)定的致密星。同時也可以知道,穩(wěn)定存在的中子星接近質(zhì)量下限時,星體的半徑遠大于常規(guī)的中子星,在其中心存在一個十分致密的核。這個致密核占了 95%的星體質(zhì)量,半徑大小大概是13km,密度大于中子滴出密度(4.3×1014kkg/m3),這個性質(zhì)與常規(guī)的中子星和白矮星十分不同。此外,還計算了接近質(zhì)量下限的中子星開普勒周期、轉(zhuǎn)動慣量和表面引力紅移這三個特征參量,知道了這三個量隨中心密度的變化關(guān)系,為以后觀測低質(zhì)量中子星提供了參考依據(jù)。
【學(xué)位單位】：華南理工大學(xué)
【學(xué)位級別】：碩士
【學(xué)位年份】：2018
【中圖分類】：P145.6
【部分圖文】：
圍的大氣組成成分。除此之外，還要考慮不同模型下星際物質(zhì)吸收。由于ｑＬＭＸＢｓ的溫??度相對來說較低，它們主要發(fā)射較軟的Ｘ射線，使得星際介質(zhì)穿過時會影響中子星發(fā)射??的光譜。不同模型的星際吸收會產(chǎn)生不同的半徑預(yù)測結(jié)果和不確定度，如圖１－２所示［２８］。??就目前情況而言，在球狀星團中的ｑＬＭＸＢｓ測量中子星的半徑是最佳的選擇，雖然它的??大氣層物質(zhì)組成依然不了解，但是能通過測量Ｘ射線通量知道它們與地球的距離。天體??物理學(xué)家現(xiàn)在正致力于研究估測半徑存在的系統(tǒng)誤差界限，在觀測和建模方面也爭取有??進一步的突破。??近年來人們通過熱核Ｘ射線爆中的光球?qū)影霃綌U張爆發(fā)（ＰＲＥ爆）產(chǎn)生的光譜和通??量來測量中子星的質(zhì)量和半徑，引起大量的關(guān)注。目前關(guān)于Ｘ射線爆的最新研宄主要從??Ｘ射線計時探測器（ＲＸＴＥ）中獲取資料，一般典型的爆炸會持續(xù)幾秒，燃燒氦提供能??量為了利用熱核Ｘ射線爆的觀測性質(zhì)來估測中子星的質(zhì)量和半徑，Ｄａｍｅｎ和??Ｆｕｊｉｍｏｔｃ＾３１，３２＾人完善了一種?Ｘ?射線通量色溫法（ｔｈｅ?Ｘ－ｒａｙ?ｆｌｕｘ－ｃｏｌｏｒ?ｔｅｍｐｅｒａｔｕｒｅ??ｍｅｔｈｏｄ）
到中子滴出密度（Ｘ＾ｐＺｌＳｘｌＣＴｋｇ／ｍ３）；?（２）內(nèi)殼層，密度范圍是中子滴出密度到核－??殼轉(zhuǎn)換密度（約等于０．５倍的核飽和密度ｐｓ，?Ａ＝２．７ｘｌ０１７ｋｇ／ｍ３）；?（３）液核，密度大于??核殼轉(zhuǎn)換密度，基本結(jié)構(gòu)如圖２－１所示。中子星這種結(jié)構(gòu)與原子核的形狀非常相似，朗??道曾經(jīng)也把它稱之為巨大的原子核，但是又與原子核有著本質(zhì)的區(qū)別［６］。原子核是靠核??子間的強相互作用結(jié)合在一起，而中子星靠的是中子簡并氣與引力抗衡形成十分致密的??結(jié)構(gòu)。通過理論研究和分析，中子星表面存在著一層薄薄的大氣層。Ｗｙｎｎ?Ｈｏ和Ｃｒａｉｇ??Ｈｅｉｎｋｅ通過分析錢德拉觀測衛(wèi)星關(guān)于“仙后座Ａ”超新星殘跡中心的致密Ｘ－射線源的??觀測數(shù)據(jù)，擬合“仙后座Ａ”中子星的光譜與預(yù)測出的碳大氣層的光譜，得出該星的表??面存在著低磁場的氦氣大氣層［５１］。??１２??
，在圖２－２中的較高密部分是四種物態(tài)中最硬的，但是在密度??％／ｍ３－８ｘｌ〇１４％／ｗ３和１０ｌｆｃ％／ｍ３－１０１７妞／ｍ３是最軟的。在接下來物態(tài)方程軟硬問題，除非特別說明，都是指內(nèi)殼層物質(zhì)所對應(yīng)的密３－１０１７Ａ：ｇ／；？３。而進行物態(tài)方程軟硬的比較也只是在本文中介紹到程間進行。圖２－３介紹的是本文工作中液核部分的物態(tài)方程，同時殼層的物態(tài)方程。由圖可以看出，四組外殼層物態(tài)方程是相似的，ＯＳ相對來說偏軟。那為了讓工作更有說服力，與最新的物態(tài)方程部分的最新“軟”和“硬”的物態(tài)方程（圖中表示為‘ｓｏｆｔ’?ＥＯＳ，‘ｓｔｉＢＢＰ和ＢＰＳ連接［７７］。圖中表明，在密度大于３ｐ。時，這個“軟”物ＰＥＯＳ硬。??■?Ｉ?１１１?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?１１１?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?１１１?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?１１１?Ｉ??
【參考文獻】
本文編號：2849932
【學(xué)位單位】：華南理工大學(xué)
【學(xué)位級別】：碩士
【學(xué)位年份】：2018
【中圖分類】：P145.6
【部分圖文】：
圍的大氣組成成分。除此之外，還要考慮不同模型下星際物質(zhì)吸收。由于ｑＬＭＸＢｓ的溫??度相對來說較低，它們主要發(fā)射較軟的Ｘ射線，使得星際介質(zhì)穿過時會影響中子星發(fā)射??的光譜。不同模型的星際吸收會產(chǎn)生不同的半徑預(yù)測結(jié)果和不確定度，如圖１－２所示［２８］。??就目前情況而言，在球狀星團中的ｑＬＭＸＢｓ測量中子星的半徑是最佳的選擇，雖然它的??大氣層物質(zhì)組成依然不了解，但是能通過測量Ｘ射線通量知道它們與地球的距離。天體??物理學(xué)家現(xiàn)在正致力于研究估測半徑存在的系統(tǒng)誤差界限，在觀測和建模方面也爭取有??進一步的突破。??近年來人們通過熱核Ｘ射線爆中的光球?qū)影霃綌U張爆發(fā)（ＰＲＥ爆）產(chǎn)生的光譜和通??量來測量中子星的質(zhì)量和半徑，引起大量的關(guān)注。目前關(guān)于Ｘ射線爆的最新研宄主要從??Ｘ射線計時探測器（ＲＸＴＥ）中獲取資料，一般典型的爆炸會持續(xù)幾秒，燃燒氦提供能??量為了利用熱核Ｘ射線爆的觀測性質(zhì)來估測中子星的質(zhì)量和半徑，Ｄａｍｅｎ和??Ｆｕｊｉｍｏｔｃ＾３１，３２＾人完善了一種?Ｘ?射線通量色溫法（ｔｈｅ?Ｘ－ｒａｙ?ｆｌｕｘ－ｃｏｌｏｒ?ｔｅｍｐｅｒａｔｕｒｅ??ｍｅｔｈｏｄ）
到中子滴出密度（Ｘ＾ｐＺｌＳｘｌＣＴｋｇ／ｍ３）；?（２）內(nèi)殼層，密度范圍是中子滴出密度到核－??殼轉(zhuǎn)換密度（約等于０．５倍的核飽和密度ｐｓ，?Ａ＝２．７ｘｌ０１７ｋｇ／ｍ３）；?（３）液核，密度大于??核殼轉(zhuǎn)換密度，基本結(jié)構(gòu)如圖２－１所示。中子星這種結(jié)構(gòu)與原子核的形狀非常相似，朗??道曾經(jīng)也把它稱之為巨大的原子核，但是又與原子核有著本質(zhì)的區(qū)別［６］。原子核是靠核??子間的強相互作用結(jié)合在一起，而中子星靠的是中子簡并氣與引力抗衡形成十分致密的??結(jié)構(gòu)。通過理論研究和分析，中子星表面存在著一層薄薄的大氣層。Ｗｙｎｎ?Ｈｏ和Ｃｒａｉｇ??Ｈｅｉｎｋｅ通過分析錢德拉觀測衛(wèi)星關(guān)于“仙后座Ａ”超新星殘跡中心的致密Ｘ－射線源的??觀測數(shù)據(jù)，擬合“仙后座Ａ”中子星的光譜與預(yù)測出的碳大氣層的光譜，得出該星的表??面存在著低磁場的氦氣大氣層［５１］。??１２??
，在圖２－２中的較高密部分是四種物態(tài)中最硬的，但是在密度??％／ｍ３－８ｘｌ〇１４％／ｗ３和１０ｌｆｃ％／ｍ３－１０１７妞／ｍ３是最軟的。在接下來物態(tài)方程軟硬問題，除非特別說明，都是指內(nèi)殼層物質(zhì)所對應(yīng)的密３－１０１７Ａ：ｇ／；？３。而進行物態(tài)方程軟硬的比較也只是在本文中介紹到程間進行。圖２－３介紹的是本文工作中液核部分的物態(tài)方程，同時殼層的物態(tài)方程。由圖可以看出，四組外殼層物態(tài)方程是相似的，ＯＳ相對來說偏軟。那為了讓工作更有說服力，與最新的物態(tài)方程部分的最新“軟”和“硬”的物態(tài)方程（圖中表示為‘ｓｏｆｔ’?ＥＯＳ，‘ｓｔｉＢＢＰ和ＢＰＳ連接［７７］。圖中表明，在密度大于３ｐ。時，這個“軟”物ＰＥＯＳ硬。??■?Ｉ?１１１?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?１１１?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?１１１?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?１１１?Ｉ??
【參考文獻】
相關(guān)期刊論文 前1條
1 文德華;陳偉;;Properties of hyperon stars rotating at Keplerian frequency[J];Chinese Physics B;2011年02期
本文編號：2849932
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