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大质量中子星的核心部分可能存在着自由夸克状态。本文讨论了这种中子星的振动会通过夸克弱作用过程而阻尼,其阻尼时标非常短,甚至可能达到几十毫秒量级。这种短时标阻尼有可能在某些γ射线爆发现象中反映出来。本文也试图用这种机制解释1979年3月5日γ射线爆发。 相似文献
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《天文研究与技术》2020,(4)
快速射电暴(Fast Radio Bursts, FRBs)是来自河外的短暂而明亮的射电能量脉冲,有重复快速射电暴和非重复快速射电暴两种类型。重复快速射电暴的重复爆发行为可能源于一个具有强偶极磁场的中子星和磁化的白矮星组成的致密双星系统。当白矮星充满它的洛希瓣时,物质将通过内拉格朗日点转移到中子星表面。一次爆发之后,白矮星可能被踢开,在演化过程中再次吸积,实现重复爆发现象。根据重复射电暴FRB 121102和FRB 180916重复爆发的观测数据,研究了白矮星-中子星的双星模型中两次爆发的时间间隔和两次爆发中前次爆发的流量之间的关系,通过理论值和观测值的比较,肯定了这样一个间歇的洛希瓣外流机制可能解释重复快速射电暴的重复爆发行为。 相似文献
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胡文瑞 《中国天文和天体物理学报》1984,(3)
本文分析中子星的吸积流动,其中磁轴与自转轴重合.吸积盘内缘区域的波阻将使盘内的角速度偏离开普勒速度而减小,引力势能使流体加热和加速.吸积盘中有两类流动.完全亚声速流动的引力势能主要使吸积流加热.另一种流动有跨声速过渡和激波.这两种流动都表明,吸积盘的高温区域都位于过渡区中,而外部区域中气体温度不高.还计算了中子星磁层中的吸积流动.在极区距几个中子星半径处,气体被急剧加热,产生X射线辐射,形成热斑.这些结果与中子星吸积流动的主要特征一致. 相似文献
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超新星SN 1987A的热光度演化──内部中子星的贡献 总被引：1，自引：1，他引：0
本文介绍了超新星SN1987A爆发六年多来其热光度演化的研究情况．爆发后的前800天，观测的热光度曲线与由超新星爆发时合成的放射性元素的放射衰变加热模型符合得很好．但900天以后，观测的热光度曲线比考虑了所有放射性元素贡献后的理论曲线下降得还要缓慢．这可能表明有新的能源在起作用．我们认为这个新的能源可能是超新星爆发时产生的中子星的吸积．通过吸积超新星爆发时抛射气壳中小于逃逸速度的部分物质而增大SN1987A的热光度．这一模型能很好地解释900天以后的光度曲线的下降变级以及900至1200天之间光度曲线的凸起，这也为内部中子星的存在提供了间接的证据． 相似文献
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本文给出了改进的一维吸积柱模型,探讨了在大吸积率下吸积柱的结构及物理性质,并理论推导吸积柱内下落物质的温度、密度及速度的变化．计算结果表明,它自上而下可以分为几个部分：冲击区（辐射压减速区）、理想气体压减速区、简并气体压减速区、外流区．作为例证,详细计算了吸积率Ｍ≈１０~１７ｇ／ｓ,极区磁场强度Ｂｍ≈１０~８Ｔ的中子星吸积柱．探讨了吸积柱内的热核反应,认为它可能与低质量Ｘ射线双星的低频ＱＰＯ（准周期振荡）现象有关． 相似文献
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本文介绍了超新星ＳＮ１９８７Ａ爆发六年多来其热光度演化的研究情况。爆发后的前８００天，观测的热光度曲线与由超新星爆发时合成的放射性元素的放射衰变加热模型符合得很好。但９００天以后，观测的热光度曲线比考虑了所有放射性元素贡献后的理论曲线下降得还要缓慢。这可能表明有新的能源在起作用。我们认为这个新的能源可能是超新星爆发时产生的中子星的吸积。通过吸积超新星爆发时抛射气壳中小于逃逸速度的部分物质而增大ＳＮ 相似文献
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超新星ＳＮ１９８７Ａ中央可能存在的致密天体（如中子星）,通过吸积那些超新星爆发时抛射速度小于逃逸速度的物质而产生的吸积光度,对ＳＮ１９８７Ａ晚期的热光度演化有重要的贡献．本文改进了以前的理论模型,给出了更为合理的定量计算,对所提出的特殊的吸积机制作出了仔细分析,特别强调,这种吸积是膨胀包层中的物质由于引力作用引起的长时期内的连续回落,它有别于其它的吸积模型,并给出直接的观测证据．假设致密天体是１４Ｍ⊙,半径为１０６ｃｍ的中子星,我们的计算表明,它的吸积能提供足够的能量来形成ＳＮ１９８７Ａ热光度曲线在１０５０天左右时的鼓包,并且使热光度曲线从８００天以后下降变缓 相似文献
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本文在中子星吸积彗星云模型的基础上,认为软重爆GB790107起源于弱磁化(B～10~8G)中子星,其阵雨式地吸积彗星云将在中子星表面形成一光厚辐射区,该辐射区的温度分布由激波模型确定.这一辐射区中的高温等离子体产生的黑体辐射将很好地拟合GB790107的观测能谱,且获得爆源距离为(1.35～13.5)pc. 相似文献
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本给出了改进的一维吸积柱模型,探讨了在大吸积率下吸积柱的结构及物理性质,并理论推导吸积柱内下落物质的温度、密度及速度的变化。计算结果表明,它自上而下可以分为几个部分：冲击区（辐射压减速压）、理想气体压减速区、简并气体压减速区、外流区。作为例证,详细计算了吸积率Ｍ≈１０＾１７ｇ／ｓ,极区磁场强度Ｂｍ≈１０＾８Ｔ的中子星吸积柱。探讨了吸积柱内的热核反应,认为它可能与低质量Ｘ射线双星的低频ＱＰＯ（准周 相似文献
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中子星是恒星在核能源已经耗尽的情况下引力坍缩的产物。它仍然具有很高的温度 ,热能将以黑体辐射的形式辐射出去 ,但是这种能量通过各种冷却过程而耗散 ,不可能是脉冲星的主要能源。脉冲星的引力特别强 ,如果它是双星系统的成员 ,而且伴星不是致密星时 ,伴星的物质有可能被吸积到脉冲星上 ,被吸积物质的引力势能可以转化为别的能量形式 ,Ｘ射线脉冲双星就属于这种情形。但是大多数脉冲星不是双星系统 ,在约占脉冲星总数 5%的双星系统中 ,绝大多数的伴星都是白矮星或中子星 ,所以引力能不是脉冲星的主要能源。脉冲星的能量来自何方 ?地球有… 相似文献
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本文在中子星吸积彗星云模型的基础上，认为软重爆ＧＢ７９０１０７起源于弱磁化中子星，其阵雨式地吸积彗星云将在中子星表面形成一光厚辐射区，该辐射区的温度分布由激波模型确定，这一辐射区中的高温等离子体产生的黑体辐射将很好地拟合ＧＢ７９０１０７的观测能谱，且获得爆源距离为（１．３５－１３．５）ｐｃ。 相似文献
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本文在中子星磁层与吸积盘之间引入了一个速度、密度、压强和磁场都连续变化的有限厚度的剪切层,以代替Anzer理论中的切向间断面,用磁流体力学方法讨论了中子星磁层与吸积盘交界处等离子体可压缩情况下平面波扰动的K-H不稳定性。结果表明,K-H不稳定性依然存在,径向波矢扰动成为不稳定的主要模式。文中特别讨论了剪切层厚度取值对中子星自转的影响,表明适当调节剪切层厚度就可解释X射线脉冲星周期的变化。将此模型应用到脉冲X射线源Her X-1上,得到较好的结果。 相似文献
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在中央中子星吸积模型较好地解释了超新星ＳＮ１９８７Ａ晚期光度演化的基础上,本文提出了ＳＮ１９８７Ａ晚期Ｘ射线辐射的一种新的解释．利用模型计算出的吸积光度以及ＳＮ１９８７Ａ膨胀气体包层的化学组分及分布,计算了出射的软Ｘ射线（０．５２ｋｅＶ）光度的演化,并与观测作了比较．我们认为ＳＮ１９８７Ａ晚期由中央中子星吸积产生的软Ｘ射线光度经过一段时间的增长后,将在４１００天左右开始下降． 相似文献
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X射线源天鹅座X-1是可见星BD34°3815(即HD226868)的不可见伴星。因为它的质量超过中子星的上限以及它的X射线辐射的准周期性变化,很多人(例如[1-5])认为它是从可见星吸积物质而发出X射线的黑洞。这个天体作为黑洞的主要候选对象而引起了天文学家极大的兴趣。现在,我们从中国古代天象记录中发现它可能是一个历史超新星爆发的遗迹,从而增 相似文献
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超新生ＳＮ１９８７Ａ中央可能存在的致密天体（如中子星）,通过吸积那些超新星爆发时抛射速度小于逃逸速度的物质而产生的吸积光度,对ＳＮ１９８７Ａ晚期的热光度演化吸重要的贡献。本改进了以前的理论模型,给出更为合理的定理计算,对所提出的特殊的呼积机制作了仔细分析,特别强调,这种吸积是膨胀包层中的物质由于引力作用引起的长时期内的连续回落,它有别于其它的吸积模型,并给出直接的观测证据,假设致密天体是１．４Ｍ 相似文献
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本文作者首次发现了EXO 2030+375的回旋吸收线迹象.这是迄今唯一一个同时有用回旋吸收线直接测量的磁场数据和用吸积演化方法间接测量的中子星磁矩数据的X射线脉冲星.两种测量方法的结果有很大差别,本文提出了可能导致这种差别的物理机制. 相似文献