1) newborn neutron star
新生中子星
1.
Within the Brueckner-Hartree-Fock framework, the equation of state and the properties of newborn neutron stars are investigated by adopting a realistic nucleon-nucleon interaction AV18 supplemented with a microscopic three-body force or a phenomenological three-body force.
在Brueckner-Hartree-Fock理论框架内,研究了新生中子星的状态方程和性质,计算了新生中子星的最大质量和新生中子星中质子占总核子数的丰度,特别是讨论了三体核力和中微子束缚效应的影响以及三体核力和中微子束缚效应的相互影响。
2) nascent neutron
新生中子
3) supernova neutrino
超新星中微子
1.
Koshiba for confirmation of the Solar neutrino missing, the detection of Supernova neutrino and detection of Atmospheric muon neutrino missing and muon neutrino oscillation.
Koshiba在证实存在太阳中微子丢失,探测超新星中微子和大气μ中微子丢失以及证明μ中微子振荡的成就。
4) symbiotic nova
共生新星
5) 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
6) 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。
补充资料：令人不可思议的中子星
一般认为，恒星演化到后期阶段，往往要向外猛烈抛发大量物质，形成行星状星云。而中央残核则变成一颗致密天体——白矮星或中子星。
白矮星，体积和地球差不多。但它的密度却是太阳平均密度的10万倍以上。1862年，美国光学家克拉克发现了天狼星的一颗伴星就是一颗白矮星。它的平均密度是每立方厘米175千克。(目前已观测到1000多颗白矮星)。
中子星，体积比白矮星更小，质量和太阳相当，但其半径只有十几千米，其密度高达每立方厘米10亿吨以上。中子星上一个核桃大小的东西，在地球上要用几万艘万吨巨轮才拖得动。简直令人不可思议。中子子星不仅密度高得惊人，它的温度、压力、磁场也高得惊人，它中心的温度高达60亿度。它的中心压力比太阳中心压力高3亿倍，它的磁场比太阳磁场高几万亿倍。中子星也是恒星晚年阶段留下的残核。
如此高温、高压、高密的中子星是怎样形成的呢?科学家分析，由于超新星的爆发，才形成“中子星”。由于爆发产生的巨大压力，把原子里的核外电子挤到了原子核里面，与核里的质子结合形成中子。因此，整个星的物质都是中子，形成中子星。
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
参考词条