1) 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 。
2) proto-neutron star(hot neutron star)
前身中子星(热中子星)
3) 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
4) 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。
5) 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 。
补充资料：冷中子和超冷中子
用温度作低能区中子能量范围划分的一种习惯说法。在媒质中,中子通过同原子核等粒子的碰撞,达到热平衡时,其能谱服从温度接近于媒质温度的麦克斯韦分布。因此,中子的能量也可以用温度来表示。如,室温(293.6K)热中子的最可几能量为0.0253eV。一般把能量低于 5×10-3eV的中子叫做"冷中子"。在冷中子中,能量在10-4eV(约1K)～10-7eV(约10-3K)的中子叫做甚冷中子,能量小于10-7eV 的中子叫做超冷中子。中子谱低能端能量分布可以用麦克斯韦分布近似,能量E<的中子份额只占千分之几（k为玻耳兹曼常数，T为绝对温度）。在一般的裂变反应堆中，冷中子占的份额不超过2％。
早在1947年，E.费密等就利用氧化铍晶体过滤反应堆中子的方法来获得冷中子。60年代以后，随着高通量反应堆的建立及有关技术的进步，甚冷中子和超冷中子的研究及其可能的应用受到了较大的注意。
冷中子能量低，其波动特性比热中子更明显。 5×10-3eV的中子德布罗意波波长约为0.4nm,10-4eV的中子波长约为2.9nm，10-7eV的中子波长约为90.4nm。冷中子的衍射特性用于线度同其波长相近的微观和亚微观结构研究上。例如冷中子小角散射可研究晶体缺陷和磁畴结构。除了凝聚态物理外，在化学和生物学上冷中子也是有用的工具。
目前冷中子装置大多建立在反应堆上。常常用一个放在反应堆活性区或反射层的"冷源"（充满液氢的容器）来获得较多的冷中子，然后用导管把它们从反应堆内引到较远的地方进行实验。冷中子波在一些媒质分界面上掠入射时具有全反射的特性，其临界角同中子能量及媒质成分有关。因此可以用一种弯曲度不太大的管子（称为中子导管）把它们传输到几十米远处而很少损失。冷中子的探测方法与热中子大体相同。
超冷中子在某些媒质分界面上，即使垂直入射也具有全反射特性（即临界角达到 90°），因此可以被贮存在特制的容器中（称为中子瓶）。中子瓶的实验装置已被初步研制成功，但贮存时间还小于预期值，其原因可能主要是容器内表面微量杂质的影响。超冷中子的速度小于4m/s，可以利用重力场和机械装置改变其能量。超冷中子还可以用磁场进行聚焦、加速或减速，因而也可被贮存在磁场中（磁中子贮存环），其优点是不受器壁的影响。
利用超冷中子及其贮存特性，有可能进行某些独特的精密实验。例如测定中子半衰期、测定中子电偶极矩以及检验电荷-宇称-时间 (CPT)守恒律的破坏问题等。
参考书目
L. Koester and A. Steyerl, Neutron Physics,Springer-Verlag, Heidelberg, 1977.
早在1947年，E.费密等就利用氧化铍晶体过滤反应堆中子的方法来获得冷中子。60年代以后，随着高通量反应堆的建立及有关技术的进步，甚冷中子和超冷中子的研究及其可能的应用受到了较大的注意。
冷中子能量低，其波动特性比热中子更明显。 5×10-3eV的中子德布罗意波波长约为0.4nm,10-4eV的中子波长约为2.9nm，10-7eV的中子波长约为90.4nm。冷中子的衍射特性用于线度同其波长相近的微观和亚微观结构研究上。例如冷中子小角散射可研究晶体缺陷和磁畴结构。除了凝聚态物理外，在化学和生物学上冷中子也是有用的工具。
目前冷中子装置大多建立在反应堆上。常常用一个放在反应堆活性区或反射层的"冷源"（充满液氢的容器）来获得较多的冷中子，然后用导管把它们从反应堆内引到较远的地方进行实验。冷中子波在一些媒质分界面上掠入射时具有全反射的特性，其临界角同中子能量及媒质成分有关。因此可以用一种弯曲度不太大的管子（称为中子导管）把它们传输到几十米远处而很少损失。冷中子的探测方法与热中子大体相同。
超冷中子在某些媒质分界面上，即使垂直入射也具有全反射特性（即临界角达到 90°），因此可以被贮存在特制的容器中（称为中子瓶）。中子瓶的实验装置已被初步研制成功，但贮存时间还小于预期值，其原因可能主要是容器内表面微量杂质的影响。超冷中子的速度小于4m/s，可以利用重力场和机械装置改变其能量。超冷中子还可以用磁场进行聚焦、加速或减速，因而也可被贮存在磁场中（磁中子贮存环），其优点是不受器壁的影响。
利用超冷中子及其贮存特性，有可能进行某些独特的精密实验。例如测定中子半衰期、测定中子电偶极矩以及检验电荷-宇称-时间 (CPT)守恒律的破坏问题等。
参考书目
L. Koester and A. Steyerl, Neutron Physics,Springer-Verlag, Heidelberg, 1977.
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
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