2013年脉冲星暑期讲习班 中子星的结构和演化简介 俞云伟 华中师范大学 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 Pup Pdown FG
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
理想npe气体的组分 化学平衡 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/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 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 重子 介子 强子 核子 超子 Λ超子 Σ超子 Ξ超子 π介子 ρ介子 K介子 ω介子 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
Yuan & Zhang (1997) Yu & Zheng (2006)
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！