导读:本文包含了奇异星论文开题报告文献综述、选题提纲参考文献及外文文献翻译，主要关键词:奇异,恒星,夸克,中子星,不稳定性,中子,射线。
奇异星论文文献综述
王榆斌[1]（2019）在《奇异星的r-模不稳定性窗口研究》一文中研究指出在Witten提出奇异夸克物质是强子的真正基态的假设之后,人们普遍相信完全由奇异夸克物质构成的奇异星幸存于宇宙之中,它们将是致密星的研究中不同于中子星的重要分支。r-模式的基本特性预示着,奇异星与中子星有着不同的观测信号,以此可分辨出两种星体。本文主要讨论奇异星的状态方程和具有薄壳层的模型对它的r-模不稳定性窗口的影响,以及Rr-模不稳定性窗口与脉冲星观测数据进行对比的研究。由于中子星和奇异星具有不一样的物态,而物态会影响星体内部的热力学性质和动力学性质,比如粘滞系数,中微子辐射过程,热容量等。LIGO/Virgo在2017年观测到了双中子星并合引力波事件(GW170817),得到了潮汐形变值小于800,对致密星的状态方程提出了更高的要求。所以本文先介绍了奇异星的状态方程及奇异星的结构,以此为背景来讨论后面的工作。R-模式是致密星内部流体准环流扰动,它产生于引力波不稳定性的机制(Chandrasekhar–Friedman–Schutz,CFS机制)。扰动会随着引力波辐射而增长,引力波辐射又受到增强的扰动反馈而增长,却受控于内部的粘滞耗散,即引力波辐射作用和粘滞耗散作用是一种竞争关系,由此可得到r-模不稳定性窗口。对于快速旋转的致密星,无论是引力波辐射,还是粘滞耗散,它们都与致密星内部微观物理组成息息相关。对于普通奇异星(SS)和色味锁定相奇异星(CSS)的R-模不稳定性窗口,SS可以大致与脉冲星观测数据相符,低温下的CSS的体粘滞耗散和剪切粘滞耗散会受到抑制作用,几乎所有的星体都是不稳定的。但是表面热辐射观测与自转频率统计显示,低质量X-射线双星(Low Mass X-ray Binaries,LMXBs)和年轻的孤立脉冲星都有着不同的集中现象,这预示着它们可能不是同一类星体。薄壳层也可能对奇异星的r-模不稳定性窗口造成一定影响,壳层对SS影响可忽略,但是对CSS的影响不可忽略。所以在薄壳层的模型下,本文分析后并考虑薄壳层的CSS和裸露的SS,以此分别研究了不同的状态方程和奇异星的质量大小对r-模不稳定性窗口的影响。基于状态方程和质量对r-模不稳定性窗口的研究,本文加入了观测数据与窗口对比,其中包括LMXB和年轻的脉冲星的表面热辐射数据与自转频率。发现加入壳层作用后的CSS,更好地符合年轻的脉冲星的观测数据,CSS可能存在于年轻脉冲星中。在未来的引力波探测中,旋转最快的年轻的脉冲星PSR J0537-6910可能会探测到引力波辐射。在LMXB源SAX J1808.4-3658的内部,可能有其它耗散在导致星体在不稳定性区域。(本文来源于《西华师范大学》期刊2019-04-01）
李昂,胡金牛,鲍世绍,申虹,徐仁新[2]（2019）在《致密物质状态方程:中子星与奇异星》一文中研究指出中子星结构一直是核物理、粒子物理和天体物理共同关注的热点难题,双中子星并合事件GW170817的发现更是掀起这一研究的高潮。致密物质的状态方程是决定中子星结构的关键输入量,但是到目前为止,高密度的核物质状态方程行为依然很难确定。如今国内外已有许多运行或规划的大型核实验装置和天文观测设备,有望帮助我们很快解开致密物质状态方程的谜团。本文系统地阐述了基于微观多体理论和唯象模型对脉冲星类天体状态方程的研究现状,也讨论了奇异相变和奇异物质。结合理论计算和核物理实验及天文观测数据,致密物质状态方程的研究已取得相当多进展,但是也面临不少挑战,比如从实验和观测数据提取状态方程信息时的模型依赖,中子星各部分模型的不自洽以及各种依赖热密物质复杂动力学性质的实验和观测量。随着LIGO即将再运行而发现更多双中子星甚至中子星-黑洞等并合事件,多信使天文观测可望最终揭开中子星结构之谜。(本文来源于《原子核物理评论》期刊2019年01期）
伊阳[3]（2018）在《大连荧光海 坠落人间的奇异星河》一文中研究指出漆黑的夜晚,平静的海面上突然泛起大片魅惑的蓝色荧光,随着海浪涌动,犹如大片蓝色星河坠落人间,美得神秘而浪漫;冥冥之中,似乎有一只无形的手在海底操纵着这股力量,令人惊叹。以海为生的老渔民说:"这是海火。"实则不然,具有奇异发光现象的海湾被称作"荧光海",其奥妙在于海水中存在一种叫做"夜光藻"的发光生物体。(本文来源于《环球人文地理》期刊2018年01期）
黄永峰[4]（2016）在《奇异星-奇异行星并合时的引力波辐射》一文中研究指出奇异物质是由数量大致相等的u、d、s叁种夸克构成的物质。在高密度下,奇异物质可能是重子物质的真正基态,根据这一假设,人们目前观测到的脉冲星有可能是由奇异物质构成的奇异星,而非通常认为的中子星。从观测上区分奇异星和中(本文来源于《中国天文学会2016年学术年会摘要集》期刊2016-11-01）
夏铖君[5]（2016）在《奇异夸克物质:从奇异子到奇异星》一文中研究指出奇异夸克物质是量子色动力学预言的一种新型物质,由数量大致相同的u,d,s夸克和少量的电子组成.在20世纪七八十年代,Witten和Bodmer等人推测奇异夸克物质可能是强相互作用的真正基态.如果这个推测成立,那么必然存在由奇异夸克物质组成的集团结构,如奇异子和奇异星等.本文介绍奇异夸克物质的研究背景,在此基础之上,探讨奇异子和奇异星理论研究和实验探索的进展.为了更准确地描述奇异夸克物质集团的性质,本文应用夸克集团统一模型研究了从奇异子到奇异星各类不同大小的奇异夸克物质集团.发现奇异夸克物质集团的平均重子能量随重子数的增大而减小,并且其夸克核心部分的比电荷比之前理论计算得到的数值大.在核心表面处,还存在带负电粒子的一个电势阱,有可能为奇异夸克物质的探测提供新的线索.对于旋转的奇异星,由带电夸克核心转动所产生的磁场接近于脉冲星的磁场强度.(本文来源于《中国科学:物理学 力学 天文学》期刊2016年01期）
皮春梅,杨书华[6]（2015）在《小质量裸奇异星的r模不稳定性研究》一文中研究指出在修正袋模型参数所允许的范围内构建奇异星模型,研究了小质量裸奇异星的r模不稳定窗口.结果表明随着星体质量的减小,r模不稳定性所约束的奇异星极限旋转频率增大;根据参数选取的不同,质量在约0.1～0.2 M⊙以下的裸奇异星都可以解释观测到的转速最快的716 Hz脉冲星数据.(本文来源于《天文学报》期刊2015年04期）
汪凯凡[7]（2015）在《陆埮 不灭的“奇异星”》一文中研究指出在国际天文物理学界,很多人都知道中国有一个强大的"伽玛射线暴家族",它在世界高能粒子物理与天体物理研究中的地位无可替代,而这个家族里最重要的人,就是着名天体物理学家陆埮,大家习惯称他为"教父""祖师爷""奇异星"。由于陆埮对中国天文学的杰出贡献,中科院国家天文台曾将1998年2月23日发现的、获得国际永久编号的第91023号小行星正式命名为"陆埮星"。但就在2014年12月3日,当"陆埮星"再一次划过天际,人们却再也见不到"奇异星"的身影。(本文来源于《科学家》期刊2015年02期）
郭胜男[8]（2013）在《奇异星R模演化的研究》一文中研究指出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。(本文来源于《华中师范大学》期刊2013-05-01）
郝志博,戴子高[9]（2013）在《奇异星周围的中微子主导吸积流》一文中研究指出为统一解释伽玛射线暴(简称伽玛暴)与暴后再活动,提出了一个新的伽玛暴中心引擎模型—"奇异星-NDAF"模型(NDAF:Neutrino Dominated Accretion Flow,中微子主导吸积流).并计算了奇异星周围NDAF的结构.与其他中心致密天体不同的是,奇异星会向吸积流反馈以中微子为载体的奇异化相变能量.不考虑NDAF与奇异星的摩擦,结果表明:奇异星周围NDAF的结构对吸积率非常敏感;当吸积率大于0.18 M_⊙·s~(-1)时,"奇异星-NDAF"模型能统一解释伽玛暴与暴后再活动,这个范围大于无摩擦的"中子星-NDAF"模型能统一解释的范围;在统一解释的情形下,"奇异星-NDAF"模型湮灭总能量的分布非常宽阔,当吸积率大于0.3 M_⊙·s~(-1)时,湮灭总能量大于10~(51) erg;最后,当吸积率大于0.3 M_⊙·s~(-1)时,"奇异星-NDAF"模型的湮灭光度超过同等吸积率下"黑洞-NDAF"模型一个多量级,有利于解释某些光度极大的伽玛暴.(本文来源于《天文学报》期刊2013年02期）
吴哈斯,杨蕴哲,包特木尔巴根[10]（2012）在《Nambu-Jona-Lasinio模型下奇异物质和奇异星》一文中研究指出利用Nambu-Jona-Lasinio(NJL)模型描述奇异夸克物质,并研究奇异夸克物质及奇异星的性质.通过求解能隙方程,给出了组分夸克的动力学质量和数密度随重子数密度的变化关系;计算得到奇异物质的状态方程及奇异星的质量-半径关系.结果表明,用NJL模型描述的奇异星质量和半径均较小,并在观测值的下限附近.(本文来源于《吉林大学学报(理学版)》期刊2012年04期）
奇异星论文开题报告
（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：
中子星结构一直是核物理、粒子物理和天体物理共同关注的热点难题,双中子星并合事件GW170817的发现更是掀起这一研究的高潮。致密物质的状态方程是决定中子星结构的关键输入量,但是到目前为止,高密度的核物质状态方程行为依然很难确定。如今国内外已有许多运行或规划的大型核实验装置和天文观测设备,有望帮助我们很快解开致密物质状态方程的谜团。本文系统地阐述了基于微观多体理论和唯象模型对脉冲星类天体状态方程的研究现状,也讨论了奇异相变和奇异物质。结合理论计算和核物理实验及天文观测数据,致密物质状态方程的研究已取得相当多进展,但是也面临不少挑战,比如从实验和观测数据提取状态方程信息时的模型依赖,中子星各部分模型的不自洽以及各种依赖热密物质复杂动力学性质的实验和观测量。随着LIGO即将再运行而发现更多双中子星甚至中子星-黑洞等并合事件,多信使天文观测可望最终揭开中子星结构之谜。
（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。
奇异星论文参考文献
[1].王榆斌.奇异星的r-模不稳定性窗口研究[D].西华师范大学.2019
[2].李昂,胡金牛,鲍世绍,申虹,徐仁新.致密物质状态方程:中子星与奇异星[J].原子核物理评论.2019
[3].伊阳.大连荧光海坠落人间的奇异星河[J].环球人文地理.2018
[4].黄永峰.奇异星-奇异行星并合时的引力波辐射[C].中国天文学会2016年学术年会摘要集.2016
[5].夏铖君.奇异夸克物质:从奇异子到奇异星[J].中国科学:物理学力学天文学.2016
[6].皮春梅,杨书华.小质量裸奇异星的r模不稳定性研究[J].天文学报.2015
[7].汪凯凡.陆埮不灭的“奇异星”[J].科学家.2015
[8].郭胜男.奇异星R模演化的研究[D].华中师范大学.2013
[9].郝志博,戴子高.奇异星周围的中微子主导吸积流[J].天文学报.2013
[10].吴哈斯,杨蕴哲,包特木尔巴根.Nambu-Jona-Lasinio模型下奇异物质和奇异星[J].吉林大学学报(理学版).2012
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