1) neutron star
中子星
1.
Influence of chiral symmetry spontaneous breaking on neutron star;
手征对称性自发破缺对中子星的影响
2.
Influence of effective interactions in the RMF theory on properties of neutron star at finite temperature;
RMF中有效相互作用对有限温度中子星性质的影响
3.
Electron capture of strong magnetic field in the outer crusts of neutron stars;
强磁场下中子星外壳层的电子俘获
2) neutron stars
中子星
1.
The influence of strong magnetic field on beta decay in the crusts of neutron stars;
中子星壳层中强磁场与β衰变
2.
Beta decay in strong magnetic field of neutron stars crusts is analyzed.
分析了强磁场作用下中子星壳层中的β衰变率,以核素62Mn为例计算表明:弱磁场对中子星壳层中的β衰变几乎没有影响,强磁场(B>108T)使β衰变率显著增大。
3.
Studies of pulsars, neutron stars, and quark stars are reviewed.
简要地回顾了脉冲星、中子星和夸克星的研究历史;总结了当前(特别是笔者所在研究小组)对于夸克星研究的进展并指出所面临的主要问题,特别讨论了区分普通中子星和夸克星的可能途径;给出了一些夸克星候选体以及未来可能的观测检验。
3) protoneutron star
前中子星
1.
Moreover,the maximum masses and Kepler frequency of protoneutron stars decrease when temperature increases.
温度的升高使两个系统的能量密度都有所升高 ,同时 ,由它们所组成的前中子星的最大质量和Kepler周期都有一定程度的下降 。
2.
A chiral hadronic model is extended to investigate the influences of trapped neutrinos on the equation of state of dense matter and structure of protoneutron stars.
用手征强子模型研究在中微子束缚情况下对致密物质状态及其对前中子星结构的影响 。
4) magnetic neutron star
磁中子星
1.
Adopting electron cyclotron resonance absorption coefficient in semi classic quantum theory,using radiation transfer equation,we calculated the radiation spectra across the plasma near magnetic neutron star,and found it accords well with the observation spectra of GRB.
运用半经典量子理论的电子回旋共振吸收系数 ,由辐射转移方程计算了通过磁中子星表面附近等离子体后的辐射谱 ,与 γ射线暴的观测谱符合得很好 。
6) Neutrino Stars
中微子星
补充资料：中子星
| 中子星 neutron star 一类主要由中子组成的恒星 。质量超过钱 德 拉塞卡极限（1.44太阳质量）的恒星，核燃料耗尽以后，电子简并压无法跟引力抗衡，不能形成稳定的白矮星。会继续坍缩，密度进一步增加，逆β衰变开始发生，即一个高能电子和一个质子碰撞，形成一个中子，并发射出一个中微子。最终形成主要由中子组成的稳定恒星。由中子简并压力支撑的中子星也有一个质量上限，但由于对极高密度下的物态方程了解不够，关于中子星质量的理论上限不如白矮星那么确定，估计在2～3太阳质量之间。超过这个极限，中子简并压力也不敌巨大的引力，平衡结构不复存在。中子星也有和白矮星类似的质量-半径关系，质量越大 ，半径越小 。由于中子的质量是电子的1840倍，质量大的粒子必须在更大的密度下才能成为简并的。因此，中子星的平均密度高达1013 ～ 1015克／厘米3，其半径只有10～20千米。 1932年发现中子后不久 ，L. D. 朗道就提出可能有由中子组成的致密星，1934年W.巴德和F.兹威基提出超新星爆发后留下的星核可能就是中子星，1939年J.R.奥本海默等人首先计算了中子星的模型，1967年A.休伊什和S.J.贝尔发现脉冲星，不久就确认它是快速自转的、有强磁场的中子星。 |
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参考词条