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1、超子相互作用与中子星性质现在学习的是第1页，共37页 1、“定义”“经典”：（主要）由中子组成的致密星体 “现代”：（主要）由高密度强子物质组成的 致密星体一、中子星一、中子星现在学习的是第2页，共37页2、研究历史和观测1932年中子发现，landu预言中子星的存在。1934年，Baade and Zwicky 指出可能在超新星 遗迹中寻找到中子星。1939年，Oppenheimer and Volkoff 第一次对 中子星的性质进行了理论计算。中子星的理论提出后，经典天文方法的搜寻都未成功。主要是其平均光度极低。现在学习的是第3页，共37页 1967年，Bell and Hewish 发现
2、了脉冲星，很快Gold证认为旋转中子星：接下来的Crab脉冲星的观测，证明了中子星与超新星的联系。现在已观测到超过1000颗脉冲星。现在学习的是第4页，共37页第一个脉冲双星PSR1913+16由Holse and Taylor在1973年发现。在已发现的脉冲星中，约有20个脉冲双星，伴星是白矮星或中子星，已知的双中子星6个。利用伴星质量，可测得中子星质量。射电双脉冲星：1.25-1.44太阳质量;X射线双脉冲星：Cyg X-2:1.8 太阳质量 Vela X-1:1.9 or 1.4 太阳质量 4U 1700-37:1.8太阳质量现在学习的是第5页，共37页观测中子星引力质量F.K.Lamb
3、现在学习的是第6页，共37页3、诞生：大质量星演化的终态。恒星内部氢核聚变阶段是主序星阶段，演化过程中，当核心处的氢耗尽时，又开始收缩，随着温度的增加，中心出现新的热核反应，三个氦聚合形成碳，而其它氦形成氧。热核反应释放的能量使外层大大膨胀成一个红巨星。如果质量比6太阳质量小，进入红巨星阶段后，剩下的核心主要由氦、碳和氧组成，在自身引力作用下收缩形成一个白矮星。质量为6-8太阳质量，如何变化？目前不大清楚！质量8-20太阳质量的星发生超新星爆发，核心形成中子星。质量大于20太阳质量时，核心继续塌缩而形成黑洞。现在学习的是第7页，共37页现在学习的是第8页，共37页Schematic cross
4、-section of a neutron star4、结构现在学习的是第9页，共37页外壳：原子核和电子内壳：丰中子核、中子和电子核物质：核物质、U子和电子奇异核心：超子、夸克物质？现在学习的是第10页，共37页现在学习的是第11页，共37页5、描述描述中子星需要广义相对论、粒子物理和核物理！爱因斯坦场方程由黎曼曲率张量构造出来的爱因斯坦张量，其散度恒为零。现在学习的是第12页，共37页 爱因斯坦场方程是普遍的形式上简单而又非常复杂的非线性方程，而且时空和物质间还有相互作用。有几种情况可找到近似形式解。爱因斯坦方程在静态球形星内部，可以进行数值解。相对论性球形静态星情况下时空和物质分布的方程
5、就是Oppenheimer-Volkoff偶合微分方程。这是中子星模型发展的基本方程。现在学习的是第13页，共37页Oppenheimer-Volkoff偶合微分方程：零压强定义了星的边界，因为零压强不能支持物质来反抗内部的引力吸引。与该半径对应的质量值解释为星的引力质量。上述方程中，只要给定状态方程，就可以求解中子星的半径和质量以及其它性质。状态方程由微观理论给出，即要利用现有的核物理和粒子物理知识，外推到中子星密度。现在学习的是第14页，共37页6 中子星物质的性质 电中性：每个核子的净电荷（在任何星上每个核子的平均电荷）一定很小，基本为零。只考虑n,p,e,u，则有：现在学习的是第15页
6、，共37页化学平衡：弱作用过程：当现在学习的是第16页，共37页中微子自由物质：化学势方程：考虑有超子、和K等其它粒子出现时，同样可以得到化学平衡条件：利用核物理和粒子物理讨论状态方程时，要考虑这些性质。现在学习的是第17页，共37页二、二、RMFRMF描述中子星描述中子星核物理中的相对论平均场理论（核物理中的相对论平均场理论（RMFRMF）在描在描述有限核和核物质中取得了成功。核场理述有限核和核物质中取得了成功。核场理论适合描述中子星物质。首先自动保证因论适合描述中子星物质。首先自动保证因果律。再者其中的偶合常数由核物质的整果律。再者其中的偶合常数由核物质的整体性质决定。可以将体性质决定。可
7、以将RMFRMF推广应用到中子星推广应用到中子星物质中，计算中子星物质的状态方程，然物质中，计算中子星物质的状态方程，然后就可以计算中子星的性质，比如半径和后就可以计算中子星的性质，比如半径和最大质量等最大质量等.现在学习的是第18页，共37页1 Lagrange公式在一个场 中，Lagrange密度：是一个标量。场满足的方程是Euler-Lagrange方程：现在学习的是第19页，共37页中子星物质：电中性、平衡的重子、轻子物质。除了核子外，考虑包括进最低八重态的其它重子，比如、等，拉氏量为：2 中子星物质拉氏量现在学习的是第20页，共37页粒子和反粒子的本征值是：每种重子B的Dirac方程
8、是：3 运动方程现在学习的是第21页，共37页在稳定均匀分布的物质基态中，利用介子场的平均值代替介子场得到均匀静态物质中的介子场方程是：现在学习的是第22页，共37页能量密度和压强：是重子密度的函数，依赖于费米动量。4 状态方程现在学习的是第23页，共37页费米动量与化学势间的关系是：上述方程在密度很高出现核子以外的重子时是不完备的，补充重子数守恒和电中性条件：在中子星物质中存在各种化学反应平衡，重子B的化学势：5 重子数守恒和电中性现在学习的是第24页，共37页上述RMF中的非线性方程组，可以自洽迭代同时求解介子场、化学势和费米动量。其中的核子耦合常数，一可以利用饱和核物质的密度、束缚能、压
9、缩系数、对称能量系数和有效质量来决定,比如Glendenningde作法;一是利用有限核的性质拟合参数,并根据饱和核物质的性质进行一些调整,比如:NL1,NL3,NLSH,TM1等。6 RMF描述中子星超子偶合常数的取法现在学习的是第25页，共37页RMF理论中超子和介子的偶合常数的选取对中子星物质的性质也具有重要影响。现有各种不同的取法，且相差较大。总结各种不同的取法，可以将其归为两类。一类利用超子的夸克组成。一类利用超子的夸克组成。比如利用SU（6）对称性取：J.Schaffner and I.N.Mishustin（Phys.Rev.C 53(1996)1416）或在重子的奇异夸克和非奇
10、异夸克组成的基础上得到：（N.K.Glendenning，APJ293(1985)470）现在学习的是第26页，共37页这一类取法应用到平均场模型的有效偶合中，没有考虑在RMF中混合进了多体效应。另一类取法是利用超核的实验数据来对偶合常数进行拟合。另一类取法是利用超核的实验数据来对偶合常数进行拟合。比如利用实验-n谱，来最小二乘拟合的偶合，得到：M.Rufa et al.，Phys.Rev.C42(1990)2469目前这种取法的误差太大，对RMF的计算结果仍然有很大影响。总之,超子耦合常数的不确定性,一定会引起中子星性质的理论计算结果变化.这里我们讨论,利用各种不同的实验结果,采用常用的超子
11、耦合常数的取法,并考虑标量介子耦合与矢量介子之间的关联,选取不同的超子相互作用,来计算中子星的性质.现在学习的是第27页，共37页由于着重讨论超子的相互作用对中子星性质的影响,这里取Glendenning的一组参数:(Compact Stars,New York:springer(1997)p232)This set parameter yield:(for saturated nuclear matter)现在学习的是第28页，共37页The hyperon couplings are not well known since:1 can not be determined from nuc
12、lear matter properties,2 experimental data on hypernuclei does not fix or got.The vector meson-hyperon determined by SU(6)(Phys.Rev.,53(1996)1416)In order to study the influence of isospin,take:现在学习的是第29页，共37页The scalar mesons couplingsThe scalar mesons couplings现在学习的是第30页，共37页超子相互作用与中子星性质超子相互作用与中子星
13、性质Hyperon Interaction and Properties of Neutron Star贾焕玉西南交通大学现代物理研究所,成都IMP of SWJTU,Chengdu 610031,CHINA徐延冰四川大学物理学院,成都现在学习的是第31页，共37页The couplings for sigama meson are adjusted by assuming case1 the potentials experienced by all hyperons same,-30MeV (Nucl.Phys.A,290(1977)324,491(1989)601)case2 Casca
14、des experiences-16MeV(less attractive),others are:-30MeV (Phys.Rev.C,58(1998)1306,61(2000)054603)case3 Sigamas experiences+10MeV(strong repulsive),others are:-30MeV (Phys.Rev.C,60(1999)025205)case4 Lamda,Sigama,Cascades experiences 30,+10,-16MeV 0.312-160.421100.615-30case40.38-300.421100.615-30case
15、30.312-160.615-300.615-30case20.38-300.615-300.615-30case1 MeV MeV MeV 现在学习的是第32页，共37页Isospin effect Particle fraction as a function of baryon density.for Case 1 and Particles appear The threshold equation for a hyperon(B)is:Results and discussionsThe number of hyperons will more than neutronswhen t
16、he density ishigher than 现在学习的是第33页，共37页Black:x=1.0Red:x=.667Blue:x=1.4Solid:LambdaDash:SigmaDot:CascadeIsospin interaction of Sigma influence the appearance of Hyperons.The sigma disappear untill 0.8fm-3 when x1.4 because the termCASE 1determines whether a species is isospin-favored or unfavored现在学
17、习的是第34页，共37页To maintain charge neutrality and baryon number conservation n,p,e,u fractions have to be adjusted for different isospin interactions现在学习的是第35页，共37页EOS:Energy density and pressure as function of baryon density.energy density are same for different isospin interaction,and pressure have so
18、me change.现在学习的是第36页，共37页Mass of neutron starGravitation mass as a function of central energy density.We noticed that different hyperon isospin coupling do not changethe maximum mass of the neutron star significantly.The maximum mass from 1.396(x=1.4)via 1.385(x=1.0)move to 1.346(x=0.667)现在学习的是第37页，共37页