一、Strange Stars: Can Their Crust Reach the Neutron Drip Density?（论文文献综述）
李思农[1]（2011）在《中子星物质性质的研究》文中认为本文首先对中子星的结构与各种性质行了大致的介绍,然后概述了中子星研究的历史,指出了各种研究模型及其特点。对中子星的研究,最重要的输入量是物态方程。不同的物态方程将会导致数值模拟结果的不同。目前主要的研究方法是以相对论平均场（RMF）理论为基础,引入不同的相互作用模型,用已知的核物理知识摸拟处于高密度、强磁场条件下的中子星物质。我们的研究先是根据已有的物态方程,结合描述静止星体结构的相对论方程（TOV）进行数值模拟。得出含有超子与不含有超子两种情况下,中子星最大质量与半径的值。将该值与观测值进行对照,发现多数中子星包含超子。最后在相对论σ—ω—ρ模型下,引入σ、ω、ρ介子与核子之间的相互作用,研究了假设组份为中子、质子、电子的情况下,中子星物质的物态方程。我们发现在给定的温度下,压强随能量密度的增大而增大,温度增大时,物态方程变硬。同时,我们还发现,在给定温度时,中子所占比例随重子数密度增加而增加,而质子所占比例随重子数密度增加而减少。温度增加时,中子所占比例略为减少,而质子所占比例略为增加。
周霞[2]（2009）在《含退禁闭夸克物质的致密星热辐射演化》文中进行了进一步梳理致密星由致密核物质构成,其内部存在由中子、质子到奇异性物质（比如,超子物质或奇异夸克物质）的各种可能性,由于高密低温的环境核物质还可能出现超导、超流等性质。关于致密星内部物质成分和物态至今仍是探索中的天体物理问题。致密星表面高能辐射为我们认识致密星相关物理性质和演化提供了有价值的信息。借助Chandra和XMM-Newton探测器的观测数据,我们能更有效地限制和检验物理理论对致密星内部的窥视和预测,从而深刻地理解致密星结构和演化。致密物质状态方程和致密星结构是研究其热辐射演化过程的基础,我们首先介绍了几种致密物质的状态方程并且构建了不同的致密星模型。在此基础上,我们采用旋转微扰理论在较宽的致密物质状态方程参数范围内,研究了致密星的旋转演化行为。研究显示,随着星体的旋转减慢,致密星内部有可能出现奇异夸克物质,其存在形式可能是混合相或纯夸克核。随着星体的压缩,除致密星结构发生改变外,还可能发生各种相变过程。相变性质反过来又会影响致密星的结构与演化。我们介绍了一级相变的相关理论,以强子-夸克退禁闭相变为例,讨论了Maxwell构造和Gibbs构造方法对致密物质热力学性质和致密星结构可能产生的影响。致密星热辐射演化是能量损失和加热行为相互竞争的结果。我们在这里介绍几种典型的加热机制:由旋转减慢引发弱作用反应偏离平衡的化学加热、相变过程中的能量释放和磁场耗散。我们着重研究了基于Gibbs构造的一级相变过程的能量释放,在如此相变期间不仅有潜热释放,而且混合相的非线性性质会导致相变过程中一部分化学结合能的释放。我们分析这是因为非等压相变的非线性性质导致相变过程中出现耗散行为,相变期间系统偏离化学平衡,从而使得结合能释放出来。在此基础上我们重点讨论了致密星内部强子-夸克退禁闭相变过程,估计了其结合能释放的大小。结果显示,非平衡耗散过程的结合能释放比潜热要大得多,混合星转动减慢过程中,退禁闭耗散将是最重要的加热机制。在介绍和分析了几种加热机制的基础上,我们给出了不同致密星模型下的热辐射光度的演化曲线,比较了几种典型的加热机制在致密星不同演化阶段的作用。结果显示,退禁闭加热机制可以延缓带壳奇异星的热辐射过程,并且使得其演化曲线与现有的中等年龄星体的观测数据相符;CFL相奇异星的PBF过程主要影响星体早期的热演化过程,并且结合亮度限制和热辐射演化过程,我们可以限制CFL相的能隙大小;磁场演化的效果,修正了带壳奇异星的晚期热演化行为,使其更加符合现有的中等年龄脉冲星热辐射的观测数据;对于老年高热辐射脉冲星来说,在混合星模型下退禁闭加热机制比化学加热更加有效。
俞云伟[3]（2006）在《带壳奇异星的热演化》文中研究表明奇异星是由奇异夸克物质组成的一类致密天体，它由于夸克星核表面存在强电场而可以带有由正常核物质组成的外壳。对奇异星热演化的研究是了解它性质的一个重要途径。 首先，考虑到星体是否带有外壳和外壳的性质对热演化具有多方面的影响，而对表面电场和外壳相关问题进行了研究：（ⅰ）通过定性分析外壳的力学平衡，认为支撑外壳的应该是电子气层的简并压而非电场力，因而外壳底部没有电场存在；（ⅱ）研究了强磁场使电子行为量子化而对电子层产生的影响，发现在该效应下电场强度增强而电子层宽度减小，并由此认为奇异磁星(B＞1016G)有较大的可能是裸星。此外，还考察了强磁场通过直接改变外壳热结构对星体热演化产生的影响，它使得中微子冷却阶段温度升高，光子冷却阶段提前出现且变快。但总的来说，对于一般强度的磁场(B＜1013G)，其在这两方面的影响均可以忽略。 近年来，微观物理研究表明奇异夸克物质很可能处于色超导态，而使物质性质（如中微子产生率、热容量和粘滞性等）发生改变。尤其是在CFL相奇异星中，中微子辐射以及夸克热容量几乎被完全抑制，由此使热演化发生了巨大改变。在此背景下，本文又基于综合旋转演化与热演化的考虑，重点研究了两类由旋转导致的加热机制（外壳相变加热和r模耗散加热）对正常态和色超导态奇异星热演化的贡献。显然，加热效应能够使各类奇异星的冷却变慢，甚至出现升温过程（CFL相奇异星在外壳相变加热作用下的早期升温尤其显着）。 特别是，加热效应几乎完全改变了CFL相奇异星的热演化，使其从早先被认为的极快冷却变为慢冷却，从而否定了早先认为的CFL相奇异星与X射线观测数据完全不相容的论断。相反的，在一定的条件下即使在较年老（～106yr）的时候，它仍能保持相当高的温度。甚至由外壳相变加热还可能给出了一个理论的致密星极限温度曲线。此外，考虑热演化与r模不稳定性相互影响的研究也显示CFL相奇异星可以在其r模不稳定窗口底部停留很长时间(t＞104-8yr)，而并非如早先估计的仅有几个小时。这在一定程度上有利于引力波的观测和对毫秒脉冲星在ν-T图上成团性的理解。这些对CFL相奇异星认识的改变表明，天文观测与目前对奇异夸克物质的微观认识不存在不可调和的矛盾。
周霞[4]（2006）在《磁场中的奇异夸克物质与奇异星》文中研究说明奇异夸克物质被认为可以构成一类致密天体——奇异星。所以脉冲星或部分脉冲星有可能是奇异星。但脉冲星是具有很强磁场的天体，研究磁场对奇异夸克物质和奇异星的影响是我们认识致密星的重要研究方向。 在我们介绍了磁场中夸克物质状态及奇异星的基本结构后，本文主要研究磁场在两个方面对奇异星的效应。 首先我们讨论了磁场对奇异物质的影响，集中研究了在磁场中奇异物质的性质以及磁场对非轻子弱作用过程的影响。相比于正常的核物质，奇异物质有着大得多的体粘滞。但磁场是一个重要的参数，因此我们讨论了磁场对奇异物质的体粘滞的影响。计算了在弱磁场和强磁场下奇异物质的体粘滞系数。结果显示，磁场可以改变奇异物质的体粘滞的系数，但体粘滞的表达式的形式与零磁场时相比没有改变。 我们还探讨了磁场对奇异星热演化的影响。给出磁场中夸克Urca过程的中微子产能率，发现强磁场下，奇异星冷却非常快。由于磁场对夸克星的制动，带有小质量外壳的奇异星就会出现退禁闭加热，这改变了恒星的热演化行为，特别是对于色超导奇异星，在退禁闭加热和夸克Cooper对的破坏和形成（PBF）过程的作用下，其演化行为与观测数据不相斥，这与在以前的工作中得到的极冷奇异星的结果是不同的。
二、Strange Stars: Can Their Crust Reach the Neutron Drip Density?（论文开题报告）
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
三、Strange Stars: Can Their Crust Reach the Neutron Drip Density?（论文提纲范文）
（1）中子星物质性质的研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| 英文摘要 |
| 1 绪论 |
| 1.1 中子星简介 |
| 1.2 中子星研究的历史与现状 |
| 1.3 本论文的研究内容 |
| 2 中子星的组份 |
| 2.1 理论模型 |
| 2.2 数值结果 |
| 2.3 本章小结 |
| 3 均温中子星物质热力学性质的研究 |
| 3.1 理论模型 |
| 3.2 数值结果 |
| 3.3 本章小结 |
| 4 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 在学期间发表论文清单 |
| 致谢 |
（2）含退禁闭夸克物质的致密星热辐射演化（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| ABSTRACT(英文摘要) |
| 目录 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 致密物质理论与致密星模型 |
| 1.1.1 致密星的内部结构和组份 |
| 1.1.2 致密物质的理论模型 |
| 1.2 致密星观测对理论模型的限制 |
| 1.2.1 最大质量限制 |
| 1.2.2 质量半径关系限制 |
| 1.2.3 致密星的热辐射与热演化 |
| 1.3 本文的主要工作 |
| 第二章 致密星的状态方程与结构 |
| 2.1 致密星的状态方程 |
| 2.1.1 强子物质状态方程 |
| 2.1.2 奇异夸克物质状态方程 |
| 2.1.3 混合相热力学性质 |
| 2.2 致密星的结构 |
| 2.2.1 TOV方程 |
| 2.2.2 旋转星体的结构 |
| 2.3 小结 |
| 第三章 致密星内部的一级相变 |
| 3.1 一级相变概述 |
| 3.2 一级等压退禁闭相变 |
| 3.3 一级非等压退禁闭相变 |
| 第四章 致密星内部加热机制 |
| 4.1 化学加热 |
| 4.2 相变过程中的潜热释放 |
| 4.3 相变耗散过程的能量释放 |
| 4.4 磁场耗散 |
| 4.5 小结 |
| 第五章 致密星的热辐射及演化 |
| 5.1 基本方程和物理参量 |
| 5.1.1 热容量 |
| 5.1.2 中微子辐射过程 |
| 5.1.3 致密星壳层 |
| 5.2 致密星的热演化曲线 |
| 5.2.1 带壳层奇异星中的退禁闭加热 |
| 5.2.2 磁场耗散对致密星热演化的影响 |
| 5.2.3 混合星的热演化 |
| 5.3 小结 |
| 第六章 总结和展望 |
| 附录A 磁偶极辐射制动 |
| 附录B 星体结构及演化方程 |
| 附录C 旋转星体结构的计算 |
| C.1 旋转星体结构的一阶方程 |
| C.2 旋转星体结构的二阶方程 |
| C.3 旋转星体结构的三阶方程 |
| 参考文献 |
| 发表论文列表 |
| 致谢 |
（3）带壳奇异星的热演化（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT(英文摘要) |
| 目录 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 奇异夸克物质 |
| 1.1.1 热力学描述 |
| 1.1.2 色超导简介 |
| 1.2 致密星结构与演化方程组 |
| 1.3 奇异星 |
| 1.3.1 奇异星基本结构 |
| 1.3.2 孤立脉冲星温度的观测 |
| 1.4 本文的主要内容安排 |
| 第二章 奇异星表面电场与外壳的存在 |
| 2.1 裸奇异星表面的电场 |
| 2.2 正常核物质壳层的可能存在 |
| 2.2.1 壳层力学平衡讨论 |
| 2.2.2 壳层稳定性讨论 |
| 2.3 强磁场效应 |
| 第三章 外壳的热结构 |
| 3.1 热结构方程 |
| 3.2 壳层物理性质和T_s—T_b关系 |
| 3.2.1 物态方程 |
| 3.2.2 不透明度 |
| 3.2.3 T_s—T_b关系 |
| 3.3 磁场对T_s—T_b关系的影响 |
| 第四章 奇异星的热演化 |
| 4.1 冷却基本理论 |
| 4.1.1 冷却方程 |
| 4.1.2 中微子能损率 |
| 4.1.3 奇异物质热容量 |
| 4.2 冷却曲线 |
| 4.2.1 外壳对曲线的影响 |
| 4.2.2 色超导奇异星冷却 |
| 4.3 外壳退禁闭相变加热 |
| 4.3.1 旋转对星体结构的改变和相变加热 |
| 4.3.2 热演化曲线 |
| 第五章 r模不稳定性与奇异星热演化 |
| 5.1 r模不稳定性 |
| 5.2 模式振幅演化与旋转演化 |
| 5.3 演化曲线 |
| 第六章 总结与结论 |
| 附录A 磁偶极辐射制动 |
| 附录B TOV方程 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 后记 |
| 个人简历与发表文章列表 |
（4）磁场中的奇异夸克物质与奇异星（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT(英文摘要) |
| 第一章 引言 |
| 1.1 脉冲星简介 |
| 1.2 奇异物质及奇异星的研究背景 |
| 1.3 本文的主要工作 |
| 第二章 奇异物质与奇异星 |
| 2.1 奇异物质的性质 |
| 2.2 磁场中奇异夸克物质的性质 |
| 2.3 奇异星的基本结构. |
| 第三章 带磁场的奇异星的体粘滞 |
| 3.1 磁场中Dirac方程的解 |
| 3.2 磁场对非轻子弱作用过程的影响 |
| 3.2.1 弱磁场中的非轻子过程反应率 |
| 3.2.2 强磁场中的非轻子过程反应率 |
| 3.3 有磁场的奇异星的体粘滞 |
| 3.3.1 奇异夸克物质体粘滞的计算方法 |
| 3.3.2 弱磁场中夸克物质的体粘滞系数 |
| 3.3.3 强磁场中夸克物质的体粘滞系数 |
| 第四章 奇异星的冷却 |
| 4.1 冷却的基本理论 |
| 4.1.1 冷却的基本方程 |
| 4.1.2 中微子产能率 |
| 4.1.3 奇异夸克物质的热容量 |
| 4.2 磁场对夸克物质的影响 |
| 4.2.1 磁场中夸克Urca过程的中微子产能率 |
| 4.2.2 强磁场对夸克物质热容量的影响 |
| 4.3 色超导夸克物质 |
| 4.3.1 色超导对奇异夸克物质的热容量和中微子辐射的影响 |
| 4.3.2 夸克PBF过程 |
| 4.4 带壳层奇异星中的退禁闭加热 |
| 4.5 冷却曲线 |
| 4.5.1 强磁场中奇异星的冷却曲线 |
| 4.5.2 色超导奇异星的冷却曲线 |
| 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 个人简历、在学期间的研究成果及发表的论文 |
四、Strange Stars: Can Their Crust Reach the Neutron Drip Density?（论文参考文献）
- [1]中子星物质性质的研究[D]. 李思农. 暨南大学, 2011(10)
- [2]含退禁闭夸克物质的致密星热辐射演化[D]. 周霞. 华中师范大学, 2009(03)
- [3]带壳奇异星的热演化[D]. 俞云伟. 华中师范大学, 2006(02)
- [4]磁场中的奇异夸克物质与奇异星[D]. 周霞. 华中师范大学, 2006(02)