朱明枫[1]2004年在《中子星整体粘滞性的研究》文中提出由夸克之间的强相互作用所引起的夸克之间的耦合作用对于夸克气体性质的研究是非常重要的。奇异物质可以看作是由有着有效质量的准粒子所组成的理想气体。其有效质量是由于系统内夸克和夸克之间的相互作用所产生的[7]。通过计算可以看出由于引入了有效质量,夸克的质量比没有考虑耦合作用之前大了很多。有效质量m*s随着耦合常数g的增加而增大很快。又由于奇异物质粘滞性对奇异夸克质量很敏感[2],所以考虑介质效应将对奇异物质的粘滞性产生重要的影响。本文研究了引入介质效应以后弱过程s + u→u + d的反应率。经过计算发现,当温度较低时(T<10-2MeV),介质效应对于反应率的影响很小,随着温度的增加其影响逐渐变大。且当T增大到一定值的时候,反应率则表现为与温度平方成正比。反应率的变化幅度亦随着耦合常数g的增加而增加。但是耦合常数g对反应率的影响只有当温度大于10-1MeV之后才比较明显。这是由于介质效应主要影响温度修正项所引起的。本文还计算了考虑介质效应和不考虑介质效应两种情况下的奇异星或含有夸克物质核心的中子星的体粘滞系数。计算表明星体的体粘滞系数在相对振幅较小的情况下基本保持不变。在相对振幅超过10-5之后,体粘滞系数急速增加。比较考虑和不考虑介质效应两种情况发现,由于引入了
郭胜男[2]2013年在《奇异星R模演化的研究》文中认为如果奇异夸克物质为宇宙中最稳定的基态这一假设成立,那么完全由夸克物质组成的致密天体——奇异夸克星,将成为致密星旗下的另一个有别于中子星的分支。通过对r-模不稳定性的研究,人们可以从中找到区分奇异星与中子星的信号,本文就着重讨论奇异星r-模演化的相关问题。由于奇异星相对于中子星有着完全不同的物态,而星体的物态对致密天体内部的热力学,动力学性质有着重要影响,如中微子辐射率,热熔,粘滞等。这些都与奇异星r模的演化有着密切的关系。因此首先有必要对奇异星的状态方程及其对应的星体结构进行研究,以此作为讨论的背景。在任一个旋转的星体中都存在r模不稳定性。采用小角度展开的方法推导出r模满足的一阶以及二阶的扰动方程。实际上,r模不稳定性与引力波辐射是正反馈的关系,同时星体的粘滞会对r模产生阻尼作用。这一过程中星体主要通过引力波和磁偶极辐射损失角动量。由此可以得到r模和转动演化方程。同时,星体的粘滞耗散是温度依赖的,将r模演化方程与热演化方程耦合可以得到奇异星的r模,转动,以及热演化。我们将一阶以及二阶的计算结果进行比较并分析两者之间的差异。此外,二阶r模必然会引入较差旋转这种非线性机制。较差旋转能使星体内的流体元沿方位角向产生大尺度的漂移。由于等离子体的磁冻结效应,初始的极向磁场随流体元的漂移不断被扭曲在星体内形成环形磁场。从能量角度讲,实则是r模能量转化为环形磁场的磁能。这种转化可以理解为除星体的粘滞外,一种额外对r模的阻尼机制。其阻尼率由环形磁场能量变化及r模能量决定。在给定星体初始磁场构形情况下,利用二阶的拉格朗日位移可推导出环形磁场以及其磁能的变化,进而得到磁阻尼率。在此基础上我们重新考虑奇异星二阶r模的演化。计算结果表明,无论对于正常奇异星或者色味锁定相奇异星,环形磁场的形成都会缩短r模不稳定性的持续时间。特别对色味锁定相奇异星,由于粘滞受到抑制,磁阻尼对r模的抑制作用就尤为显着(r模存在时问由>108年降为<10-2年)。相比未考虑环形磁场的二阶r模,环形磁场的引入都不会影响两种相奇异星r模的饱和幅度。对正常奇异星,r模饱和幅度需要通过上述方程组解出；色味锁定奇异星,其r模饱和幅度αsat与较差旋转参量K的关系为：αsat∞(K+2)-1/2。环形磁场对r模的阻尼作用直接减弱了r模引力波辐射对星体的制动效果,对色味锁定相奇异星磁阻尼矩甚至可以储存足够的r模角动量,之后转移给星体导致星体自转加速。另外,我们发现r模仅存在于很早期时,而此时中微子辐射很强(NSS)或表面光子辐射很强(CSS),导致r模的加热效果不明显。奇异星r模的这些演化特征为我们证认和区分这类致密星提供可能的途径。
潘娜娜[3]2008年在《高密核物质动力学与中子星理论的观测限制研究》文中进行了进一步梳理中子星是致密星的一种,它是恒星演化的最终产物。它的概念一经提出并于脉冲星发现时被证认为实体后,中子星内部致密物质的组成和性质就引起了人们的极大关注。但是到目前为止,其核区的状态方程仍然是中子星理论中一个重要而未解决的基本问题,而通过中子星的观测来对相关理论进行检验,已成为中子星研究的前沿课题之一。中子星核区包含着处于极端物理条件下的物质,这为各种亚原子粒子提供了一个相互竞争的环境。在详细讨论了中子星各种模型的状态方程后,我们发现星体中具有奇异数核物质的出现软化了系统的状态方程,它们的差异导致不同的星体结构、质量-半径和最大质量,这些与相应观测量如脉冲星的质量、表面辐射红移等比较可限制中子星物质状态方程。同时,基于混杂星模型我们考虑并预言了星体内真实相变过程中普遍存在的一种过压缩亚稳态,并推导得到了它的相关描述,这为我们提供了一种考虑退禁闭加热机制的可能方法,有助于对致密星热演化的研究。引力波尤其是r-模不稳定性在致密星极限旋转中起到重要的作用,不同致密物质的动力学将会对该不稳定性产生相异的抑制作用,进而导致了星体不同的极限旋转行为。在详细分析了中子星内部各种动力学过程后,我们发现致密物质中对体粘滞产生最重要贡献的是奇异数不守恒的非轻子过程。我们计算了核子-超子-夸克混杂物质的体粘滞,并估算了混合星相交边界层对粘滞耗散的贡献,这是对前期大量致密物质动力学研究工作的丰富。通过对比各种模型的不稳定性窗口,我们发现它们存在着不同的临界旋转频率和旋转演化行为,或许也是一种限制中子星模型的方法。利用目前积累的脉冲星质量、红移和旋转频率的观测数据,我们探讨了它们对中子星核区状态方程的限制。结果发现,质量、红移及旋转频率对相应状态方程质量-半径关系的简单限制很难区分不同的中子星模型。我们采用一种新思路限制了中子星状态方程。结合观测旋转频率对质量(半径)-Kepler旋转关系和质量(半径)-r-模极限旋转关系限制以及观测质量对质量-半径关系限制,我们有可能探测出中子星核区的物质成分或状态方程。为此,我们分析了两个样本SAXJ1808.4-3658和XTE J1739-285,发现毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658核区应该含有具有奇异数的核物质,而可能的亚毫秒脉冲星XTE J1739-285或许含有奇异夸克物质。
焦承亮[4]2009年在《黑洞Slim盘的整体解研究》文中研究指明物质通过吸积释放引力能是宇宙中各种天体活动能量的一个重要来源,特别是在对黑洞、中子星和白矮星等致密天体的研究中,吸积过程显得尤为重要。近些年随着天文观测的进步,吸积盘理论也发展到了当代径移主导吸积的范畴。Slim盘是一类光学厚,几何厚度可以和半径相当的径移主导吸积盘,目前已经被广泛的应用于解释各种超爱丁顿吸积的观测现象。本文中主要介绍了笔者在攻读博士期间对于Slim模型的研究成果。通过改进高吸积率下Slim盘模型在垂向引力处理上的一些缺陷,计算了改进后模型的整体解并对其新的特性进行了讨论,证实了Slim盘模型在不考虑外流时其吸积率存在上限;此外还对放弃垂向流体静力学平衡假设后的Slim盘整体解进行了初步探讨;并且对含有外流的Slim盘结构做了计算和探讨。第一章中首先讨论了黑洞的概念,对其基本性质、描述、研究和观测现状等做了一些简单的介绍;然后讲述了吸积理论的基本内容以及几种主流的吸积盘模型,对吸积盘的形成机制和物质供给做了讨论,并介绍了吸积盘模型在几种重要的天文观测现象上的应用。第二章中首先介绍了爱丁顿光度的概念,解释为什么吸积盘有可能具有超爱丁顿的辐射光度,然后介绍了标准薄盘(SSD)的结构描述和计算方法,讨论了其模型、盘结构以及其在稳定性、适用的吸积率上限等方面的局限性。然后引入Slim盘的经典模型并介绍其详细的整体解计算方法和盘结构的基本性质。第叁章中首先通过一系列证据表明经典Slim盘模型在垂向引力上的处理具有一定缺陷,特别是在高吸积率下表现的尤为明显。然后从局域分析的角度出发,对改进垂向引力描述后的Slim盘结构和性质方面做了探讨。在此基础之上,我们又详细计算了改进后的Slim盘模型的结构,得到了跨声速点的整体解,提出Slim盘吸积率存在上限的重要结论,并对吸积率上限的形成原因和在不同参数下的变化情况做了讨论。接着我们初步探讨了当外边界物质供给超过此上限时盘的情况,提出了此时吸积盘很可能会产生外流。之后我们还在放弃垂向流体静力学平衡假设后,重新计算了Slim盘的整体解,并证实这种情况下Slim盘仍然存在着吸积率上限。第四章中我们展示了国际上对于吸积盘数值模拟得到外流的一些结果,然后利用这些结果的结论,初步探讨了含有外流的Slim盘模型的整体解。第五章是对下一步研究方向的介绍。
程泉[5]2014年在《r模不稳定性下的中子星研究：磁场演化和热演化》文中提出新生中子星中存在许多不稳定性,其中非常重要的一种就是r模不稳定性。实际上在一个任意转动的理想流体中子星内,引力波辐射会驱动所谓的Chandrasekhar-Friedman-Schutz(CFS)不稳定性,从而导致流体作准环形扰动,即r模扰动。反过来r模扰动的增强又可增强引力波辐射,r模不稳定性就是由这种正反馈导致的。r模本质上是一种与转动相关的,在科里奥利作用下产生的不稳定模式。但r模扰动幅度(即r模幅度)并不会随着引力波辐射无限制的增长。事实上,r模的增长会受到非线性效应的抑制。其中,对r模幅度展开到二阶可发现r模导致的较差旋转可自动使模的幅度达到饱和。更重要的是较差旋转还可使中子星内的原初极向种子磁场扭曲,形成并放大环向磁场。然而极强的环向磁场是不稳定的,在Tayler不稳定性的作用下,环向磁场可部分转化为新的极向磁场,而极向磁场可延伸到星体表面与增强的偶极磁场相连。我们结合二阶r模引起的较差旋转对环向场的放大作用和Tayler不稳定性提出了一种新的伽玛暴及极亮超新星的中心毫秒磁星的形成机制。我们发现随着环向磁场的增强,新生中子星内部的Alfven频率不断增大。与此同时,星体由于r模引力波辐射转动减慢,最后达到Tayler不稳定性发生的条件。结果显示对初始种子极向磁场为1011G的新生中子星,当它演化到～102-3s时其内部可形成高达～1017G的环向磁场,而此时星体的表面偶极磁场可达～1015G,前提是中子星的初始周期应在1.7ms以内。伴随着磁场的放大,中子星由于r模引力波辐射和环向磁场导致的非轴对称形变的引力波辐射而自转减慢,在磁星形成后的几百秒到几千秒时其周期增大到～5ms。中子星足够致密时其内核还可能由奇异夸克物质组成。更特殊地,完全由夸克物质构成的奇异星也可能存在。但关于奇异星中夸克物质所处的状态依然值得讨论。一般认为夸克物质在低密时处于正常相,极致密时可处于色味锁定(CFL)相。不过在奇异星内密度是否足够高以致于所有的夸克物质都处于CFL相呢?我们结合r模和转动演化研究了正常相奇异星和CFL相奇异星的热演化,以此为依据探索CFL相的奇异星是否存在。我们在热演化方程中考虑了r模耗散加热和奇异星壳层的退禁闭相变加热。需要强调的是由于导致r模饱和的机制非常复杂,第二个工作中仅考虑了一阶r模并手动给定饱和幅度。此外,由于磁场形成对r模的抑制作用,在第二个工作中未考虑r模导致的磁场演化。结果显示正常相奇异星的热演化与不考虑任何加热的结果相差不大,但CFL相奇异星却表现出不同寻常的热演化特征。其一,在它诞生后的100年里,表面温度演化曲线出现了大鼓包；其二,在它诞生后的104-6年时其表面温度出现了急剧的下降,10年间约降低了7%。然而,迄今为止这两个特征都未得到脉冲星热辐射观测的证实。因此,我们通过这种热演化检验法证明CFL相奇异星可能确实不存在,与Madsen根据转动检验法得到的结论是一致的。
陈林红[6]2004年在《细盘与细盘/双温冕的结构和出射谱研究》文中认为黑洞吸积对于理解宇宙中包括恒星质量黑洞候选体和活动星系核等各类天体的活动现象具有重要的意义。随着天文观测的巨大进步,吸积盘理论发展到了当代径移主导吸积范畴。通过对吸积盘的结构和出射谱研究,结合各种观测数据,能够揭示吸积过程蕴涵的物理本质,包括吸积流体和中心天体的基本性质,理解和掌握黑洞、星系甚至宇宙的形成与演化规律。本论文详细回顾了吸积尤其是黑洞吸积盘理论的发展历史,叙述了吸积中的粘滞转移角动量和能量、引力能耗散的过程以及吸积盘的形成,概述了各类天体中吸积盘的基本性质,介绍了标准吸积盘模型和高吸积率天体存在的部分证据,着重研究了细盘、尤其是含过渡区的细盘和细盘/双温冕模型的盘结构和出射谱特征,改进了经典细盘对偏离黑体形式辐射的处理,建立了可适用于任意光深、统一描述的吸积盘模型,初步发展了吸积盘/冕模型在高吸积率下的理论。主要成果为: 1. 采用辐射桥梁链接公式建立了适用于任意光深的细盘模型,较准确地处理了电子散射效应主导、尤其是α > 0.01和1 < m ≤ 50存在的τe? ˙1过渡区偏离黑体的辐射,扩展了细盘适用的(α, m, m)参数空间。对含过渡 ˙区细盘整体结构的研究包括:(1) 过渡区辐射的处理对吸积盘解和特征S型曲线的影响;(2) 过渡区半径与吸积率和粘滞参数的关系,可近似用Rtr =c1αpαmp1 exp(?c2mp2)(当α > 0.01有pα ～ 1)表示;(3) 恒星质量黑洞吸积盘过渡 ˙ ˙区半径要大于星系核吸积盘中的值,但均不能忽略由电子散射效应导致的偏离黑体辐射。考虑电子汤姆逊散射和康普顿散射效应,基于含过渡区细盘整体结构计算出来的出射能谱,克服了经典细盘中高频端谱流量被高估的问题。细盘出射谱在低吸积率下,可近似为标准盘对应的p = 0.75多色黑体谱(MCD);超临界吸积率下能谱变宽、变平,高频端谱随吸积率增加而饱和。用MCD拟合细盘0.1-10 keV的X射线谱发现,0.5 ≤ p ≤ 0.6、Tin > 1 keV(m = 10且m > 1),自 ˙然地解释了亮的黑洞候选体、超亮X射线源中存在的“高温问题”。 2. 以细盘代替标准盘、用双温ADAF描述冕,建立了细盘/双温冕模型。类似于其能谱计算,细盘与冕能量耦合方程中也引入了逆康普顿散射几率,使结构与谱的计算更自洽。得到的冕结构不依赖于中心天体质量,电子散射光深和平均温度随冕吸积率fm增加而升高,质子温度远高于电子温度。出射谱低能部 ˙分为细盘从光学到紫外、甚至软X超的热辐射,高能部分为康普顿辐射硬X幂律 – I –
王界双[7]2018年在《中子星与伽玛暴相关问题的研究》文中研究表明伽玛暴是宇宙中最剧烈的暴发现象,是很好的高红移探针。一般地,以2秒作为持续时间的界限可以分为短伽玛暴和长伽玛暴。伽玛暴本身及其余晖辐射的研究目前已经比较成熟,因此本文研究的是与伽玛暴相关的天体物理现象。在第1章中,我将分别介绍短伽玛暴和长伽玛暴前身星及其相关暂现源现象的研究进展。在第2章中,我研究的是伽玛暴作为可能的宇宙线加速源会存在的高能伽玛射线(>GeV)辐射,这种高能辐射由宇宙线产生的次级电子或者光子在磁场中的电磁级联辐射所导致,即电子通过同步辐射出的高能光子被磁场吸收后又产生高能的正负电子对,进而触发电磁级联辐射。同时发现了蒙特卡洛模拟得到的级联辐射能谱可以用很简单的解析公式表示,而且这个公式对不同的源是通用的。在第3章中,我将研究双中子星在旋进过程中可能会产生的快速射电暴,并且发现重复的快速射电暴也可以用类似的模型解释,即中子星与小行星带中的小行星碰撞。而在第4章中,我将介绍短伽玛暴前身星-双中子星在旋进过程中的高能辐射以及能加速质子到EeV,并且发现这种高能辐射能够解释目前观测到的短伽玛暴的前暴。需要注意的是在旋进过程中产生的高能辐射的辐射角度比较宽,而快速射电暴的辐射角度可能比较小,考虑到它们以及伽玛暴本身的辐射指向可能不一样,因此同时观测到所有成分会有一定的难度。在第5章中,我将研究长伽玛暴前身星大质量恒星在坍缩过程中可能形成的磁星在超临界吸积盘作用下的引力波辐射,具体过程是通过R模式不稳定性,并且发现这种情况下R模式不稳定性会被产生的环向磁场抑制,产生的引力波信号只有在很近的地方才能被观测到。但是这种引力波辐射依然会对磁星的自转造成急剧的减速,这对可能有同样中心引擎的超亮超新星的光度有一定的限制。以上都为理论研究工作,在接下来的章节中我将研究数据统计方面能够对天体物理过程的一些限制。其中在第6章中,我将利用数据把伽玛暴和宇宙学联系起来,研究伽玛暴对宇宙学模型的限制,其中包括把伽玛暴标准烛光化,研究宇宙可能存在的各向异性(置信度超过2σ)以及研究暗物质与暗能量相互作用的模型(置信度超过2σ)。而在第7章中,我将研究自组织临界性现象,以及将其应用在低质量X射线双星中的Ⅰ型X射线暴中,并且发现本文中的模型可以解释其它自组织临界性现象中的等待时间概率分布。随着我国各种天文仪器的顺利运行(如500米口径球面射电望远镜、硬X射线调制望远镜、暗物质粒子探测器)以及国际上的各种大型项目的运行,将会更精确地观测到更多的伽玛暴及其超新星、快速射电暴、引力波事件等,因此可以对各种暂现源事件及其相互关系在理论上和数据统计上做更加深入的研究。同时更精确的伽玛暴数据也能更好的限制宇宙学模型,以及更好的探测高红移宇宙。
操小凤[8]2012年在《X射线双星快速光变研究与伽玛暴的光度和红移统计》文中研究表明本文包括两个部分。第一部分是关于X射线双星快速光变的研究,含第一到第四章。第五到第七章为第二部分,是针对伽玛射线暴光度和红移分布的统计研究。X射线双星观测显示,在很宽的时标范围内它们具有相当强的X射线光变,时标最短可至毫秒。对此准周期现象(准周期震荡和噪声)的模型解释或涉及轨道运动,或涉及吸积流的不稳定性。总而言之,该现象应该是探测强引力场主导下流体动力学的潜在探针。本文第一章简单综述了X射线双星特别是低磁场中子星的快速光变。第二章中利用RXTE的观测数据,研究了在最亮的LMXB Sco X-1的HB和NB上部同时观测到的千赫兹QPO和0.5-16Hz范围的BLN,发现双千赫兹QPO频率与HB上BLN时标下的流量变化正相关。与之前发现的千赫兹QPO与NB上的NBO之间的反相关对照表明：尽管沿着色色图的迹BLN和NBO先后出现,但它们应该有不同的起源。我们还发现了双千赫兹QPO频率间隔随BLN流量的增大会减小2～3Hz,这与在HB上长时标的变化趋势一致,说明与BLN相关的流量变化源自盘吸积流中的质量吸积率变化。这些结果为理解BLN提供了新的线索。在第叁章中,利用上海天文台1.56米望远镜在2008年对ScoX-1的光学观测,研究了叁个短时标(5s,10s,100s)下光学流量的涨落,发现其涨落的标准偏差分别在7δ,5δ和3δ的置信度上偏离高斯分布。这说明在一些短时标下强度的变化不同于纯粹的统计涨落,暗示着在光学辐射中可能存在本质的光变。第四章针对X射线双星快速光变研究中的一些问题做了一点讨论及展望。伽玛射线暴是观测到的一种来自天空任意方向的剧烈的爆发现象,具有宇宙学起源。本文主要针对长时标伽玛暴,一般认为它们起源于大质量恒星核心塌缩的过程。第五章对伽玛暴观测和理论发展进程做了一个简单的概述。第六章利用Swift伽玛暴数据,初步分析了伽玛暴观测(包括红移测量)中的选择效应。在扣除选择效应的影响后,研究了伽玛暴爆发率与恒星形成率之间比例关系的宇宙学演化。发现这种演化效应很可能基本来自于伽玛暴前身星对环境金属丰度的要求,如果该要求确如一些恒星理论所预言的。当然,如果我们去掉对金属丰度理论上的限制,那么就有可能存在除金属丰度效应之外额外的演化因素。与此同时,我们限制和辨别了两类流行的伽玛暴光度函数形式,即拐折幂律形式和单一幂律加低端指数衰减形式。结果显示观测数据更倾向于支持前一种模型。基于第六章的研究,我们在第七章中猜想了一种对选择效应更合理的描述,可同时表达选择效应对流量和红移的依赖情况。基于此,对伽玛暴爆发率与恒星形成率做了更仔细的定标,以使最终将此定标推广到高红移范围,从而能够更好地完成利用伽玛暴观测推断高红移恒星形成率的工作。本文的主要工作是对观测数据的分析,但行文中必然涉及对理论模型的探讨。因此为方便读者,附录A,B中分别介绍了X射线双星快速光变的分析方法和理论模型：附录C则对伽马暴的相关模型做了简要的介绍。
刘佰生, 李向东[9]2017年在《银河系甚弱X射线暂现源的研究进展》文中研究指明银河系内的X射线双星暂现源大多是吸积的黑洞或中子星系统。最近十几年以来,还探测到几十颗具有极低爆发光度(2～10 keV的光度约10~(27)～10~(29) J·s~(-1))的X射线暂现源,称为甚弱X射线暂现源(very faint X-ray transient,简称VFXT)。根据观测和理论分析,VFXT的长期平均物质吸积率约小于10~(-13)～10~(-12) M_⊙·a~(-1),这样低的吸积率无法用传统的X射线双星演化理论解释。首先总结了VFXT的观测特征,指出其族群多样性的特征。评述了现有可能的机制,并指出还需要更多的观测和理论研究来揭示这类奇特的暂现源的本质。
郑小平[10]2007年在《pin-cooling behaviorss》文中进行了进一步梳理致密物质性质将决定中子星的演化行为,我们希望通过建立统一的中子星转动-热演化模型来理解和认识中子星内部物质成分、粘滞性、能量转交过程和恒星结构性质等。
参考文献：
[1]. 中子星整体粘滞性的研究[D]. 朱明枫. 吉林大学. 2004
[2]. 奇异星R模演化的研究[D]. 郭胜男. 华中师范大学. 2013
[3]. 高密核物质动力学与中子星理论的观测限制研究[D]. 潘娜娜. 华中师范大学. 2008
[4]. 黑洞Slim盘的整体解研究[D]. 焦承亮. 厦门大学. 2009
[5]. r模不稳定性下的中子星研究：磁场演化和热演化[D]. 程泉. 华中师范大学. 2014
[6]. 细盘与细盘/双温冕的结构和出射谱研究[D]. 陈林红. 清华大学. 2004
[7]. 中子星与伽玛暴相关问题的研究[D]. 王界双. 南京大学. 2018
[8]. X射线双星快速光变研究与伽玛暴的光度和红移统计[D]. 操小凤. 华中师范大学. 2012
[9]. 银河系甚弱X射线暂现源的研究进展[J]. 刘佰生, 李向东. 天文学进展. 2017
[10]. pin-cooling behaviorss[C]. 郑小平. 中国天文学会2007年学术年会论文集. 2007
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