1、中子星的结构和演化简介,俞云伟 华中师范大学,2013年脉冲星暑期讲习班,2013年北京,内容摘要,TOV方程理想npe气体相互作用和其它物质组分旋转的影响热演化,TOV方程,流体静力学平衡,广义相对论效应下的流体静力学平衡方程（Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程）,广义相对论效应起明显作用的判据（致密性参数）,TOV方程的具体推导过程：静态球对称度规和理想流体情况下的爱因斯坦场方程,理想npe气体,中子和质子,顾名思义：中子星是以中子为主要组成成分的星体。在原子核外，自由中子性质不稳定，半衰期只有15分钟。而质子的半衰期比目前宇宙的年龄还要长。为什么是中子星，而不是质子
2、星？中子星的平均密度达到数倍核饱和密度,在一个非常密集的质子环境中，将发生逆beta衰变,由中子、质子、电子组成的气体（npe气体），其物质的组分决定于beta衰变和逆beta衰变之间的平衡物理上反映为三种粒子化学势的平衡,富中子化密度,化学平衡,理想npe气体的组分,局域电中性,中子星内部，8/9为中子，1/9为质子。,原子核结构对密度的依赖和中子星的结构分层,一般的原子核在核力与库伦力的相互竞争下达到稳定（ n/p 1），最稳定的状态出现在A=56时。而在密度大于107g cm-3的情况下，质子可由逆beta衰变过程转化为中子，原子核富中子化，可使原子核质量数变得巨大。随着密度的增加，n/
3、p比迅速增加。当达到4*1011g cm-3时，质量数将大到核力不能束缚，中子从原子核中析出，成为自由中子。,pi介子？K介子？超子？夸克？,理想npe气体的物态,压强的计算密度的计算费米-狄拉克分布色散关系,是否为简并气体（温度与化学势的比较）是否适用零温近似（温度远小于化学势）是否为相对论性气体（静质量与化学势的比较）,电子：简并、零温、极端相对论性中子和质子：简并、零温、亚相对论或轻度相对论性,在此密度以上，中子简并压超过电子简并压。,结构和质量半径关系,讨论,实际上，物态由物质组分和密度共同决定。物质组分随密度会发生变化，因而物态方程的形式也会随密度发生变化。在计算一个星体的结构时，物
4、态方程并不是恒定不变的。,给定一个密度，通过化学平衡、电中性、重子数等条件确定物质的组成成分。由物质组分确定物态。将物态代到TOV方程中求解该密度处的物理量增量。,相互作用和其它物质组分,超子和夸克的出现,粒子物理标准模型,Pan, Zheng, Li (2006),潘娜娜 2008 博士论文,Alcock et al. (1986)；Zheng & Yu (2006),俞云伟 2006 硕士论文,俞云伟 2006 硕士论文,潘娜娜 2008 博士论文,相互作用,相互作用本身带来新的物质组分，可改变重子的热力学统计影响其化学势和丰度，使物态发生改变。对强子之间的强相互作用，理论并不成熟，尚有很
5、多不确定的因素。常常依赖于实验的结果，但有时候实验结果并不足够精确。常采用一些唯象或微扰的方式来描述相互作用（相对论平均场方法、多体理论方法、变分方法等），因而造成了物质组分和物态方程的多样性。超流、超导、色超导。,Glendenning 1992,Weber 2004,Weber 2004,旋转的影响,微扰法,Hartle 1967,Hartle 1967,康缈 2007 博士论文,康缈 2007 博士论文,热演化,基本方程,但星体外壳层存在明显的温度梯度，需要单独处理。即星体表面温度与内部温度之间的关系需要事先确定。,外壳层的保温效果,Gudmundsson et al. (1983),中微子辐射,Yakovlev et al. (1999),加热效应,Yu et al. (2009),Yang et al. (2011),谢谢！,
