發(fā)布時間：2020-11-08 17:35

　　 自脈沖星發(fā)現(xiàn)至今已歷四十八載,各種激動人心的發(fā)現(xiàn)不斷涌現(xiàn)出來。毫秒脈沖星作為一類特殊天體和低質(zhì)量X射線雙星的形成與演化緊密相連。然而,關(guān)于毫秒脈沖星形成的再循環(huán)理論不斷受到新的觀測的挑戰(zhàn)。本文中,我們對球狀星團(tuán)Terzan 5中的特殊天體J17480-2446的形成以及銀河系星場中的三個偏心軌道完全再循環(huán)毫秒脈沖星雙星系統(tǒng)的形成進(jìn)行了解釋。論文結(jié)構(gòu)如下：在第一章,簡單介紹了中子星的一些典型特征,并對不同類型的中子星進(jìn)行分類介紹。之后,討論了中子星的自轉(zhuǎn)演化,磁層結(jié)構(gòu)以及射電輻射的產(chǎn)生機(jī)制。最后,就中子星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和狀態(tài)方程,以及中子星-奇異星相變進(jìn)行了討論。第二章中,我們介紹了中子星低質(zhì)量X射線雙星的形成與演化以及毫秒脈沖星形成的再循環(huán)理論。還就低質(zhì)量X射線雙星形成與演化中的一些問題展開討論,比如雙星的物質(zhì)交流,球狀星團(tuán)中低質(zhì)量X射線雙星的形成,超新星爆發(fā)對雙星軌道的影響,以及毫秒脈沖星雙星系統(tǒng)的軌道周期與白矮星伴星質(zhì)量的關(guān)系等。在第三章,我們討論了銀河系球狀星團(tuán)中的一個正在吸積的低質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)：IGR J17480-2446的形成。與其他已知的正在吸積的毫秒脈沖星相比,IGR J17480-2446的自轉(zhuǎn)頻率(11 Hz)顯得比較低,這暗示該系統(tǒng)正處于物質(zhì)轉(zhuǎn)移的早期階段。然而,這種解釋與通過觀測得到的千赫茲準(zhǔn)周期振蕩所導(dǎo)出的表面低磁場相矛盾。本文中,我們給出一個可能的解釋：假定當(dāng)前系統(tǒng)是通過一個包含有毫秒脈沖星的雙星和當(dāng)前的伴星,或者孤立的再循環(huán)中子星與一個雙星系統(tǒng),相碰撞而形成的。新形成的雙星系統(tǒng)軌道角動量可能與中子星自轉(zhuǎn)角動量同向,也可能反向。對于后者,所觀測到的IGR J17480-2446的低自轉(zhuǎn)頻率或許源于中子星先自轉(zhuǎn)減速再加速的演化歷程。我們還就這一模型簡單討論了觀測到這類天體的可能性。此外,我們還給出了關(guān)于IGRJ17480-2446形成的兩個其他模型,并討論了不同模型的區(qū)別。第四章中,我們討論了三個處于偏心軌道的完全再循環(huán)的毫秒脈沖星的形成。根據(jù)再循環(huán)理論,毫秒脈沖星是由低質(zhì)量X射線雙星演化形成的。由于雙星演化中的潮汐作用,毫秒脈沖星應(yīng)該處于偏心率很低的圓軌道,這與觀測到的情況基本一致。然而,有一些比較特殊的系統(tǒng)與此理論不符。最近發(fā)現(xiàn)的脈沖星J2234+06,J1946+3417和J1950+2414都處在偏心軌道之中,并且從其質(zhì)量函數(shù)得到的伴星質(zhì)量與預(yù)期的He白矮星質(zhì)量非常接近。有觀點認(rèn)為,這三個毫秒脈沖星源于吸積導(dǎo)致的超錢德拉塞卡質(zhì)量白矮星的延遲塌縮,或者,軌道偏心率源于環(huán)雙星盤與雙星系統(tǒng)的動力學(xué)作用。假定低質(zhì)量X射線雙星中中子星的吸積會使得中心達(dá)到夸克解禁密度,由此導(dǎo)致中子星向奇異星相變,我們證明,由于相變過程引起的中心天體引力質(zhì)量突然減少,可能導(dǎo)致毫秒脈沖星處于偏心軌道。通過對質(zhì)量損失的合理估計,可以得到觀測到的雙星系統(tǒng)偏心率。這一模型或許也可以解釋已知最年輕的雙星系統(tǒng)CirX-1的形成,該系統(tǒng)也具有偏心軌道,同時致密天體的磁場也比較低。第五章中,我們總結(jié)了本論文的研究結(jié)果,指出了當(dāng)前觀測對再循環(huán)理論提出的挑戰(zhàn),并就將來的研究進(jìn)行展望。
【學(xué)位單位】：南京大學(xué)
【學(xué)位級別】：博士
【學(xué)位年份】：2015
【中圖分類】：P145.6
【部分圖文】：

??１．２脈沖星的分類??圖１．１是己經(jīng)觀測到的脈沖星在周期－周期導(dǎo)數(shù)圖上的分布。其中等磯場線是根據(jù)公??式１．３計算得到的，而等年齡線表示的是榜征年齡。下面我們結(jié)合它們在圖上的分布Ｗ??及磁場、年齡等性質(zhì)分別進(jìn)行討論。??射電脈沖星??從圖中，我們可Ｗ明顯看到脈沖星的周期和周期導(dǎo)數(shù)分布有集中成團(tuán)的特性。右??上部分集中了大部分脈沖星，稱為普通的脈沖星。它們的自轉(zhuǎn)周期都在０．１秒到幾秒之??間，周期導(dǎo)數(shù)相對比較大：ｌ〇－ｉ３－ｌ〇－ｉ７ｓｓ－ｉ，其偶極磁場也比較強(qiáng)，一般在１〇ｉ２Ｇ左??右。一般的觀點是：普通脈沖星源于演化到晚期的大質(zhì)量恒星的塌縮。塌縮過程中拋射??的物質(zhì)形成超新星遺跡，而中也的核則成為中子星。相對而言，左下部分的脈沖星自轉(zhuǎn)??周期都比較短，一般小于２０ｍｓ，周期導(dǎo)數(shù)也比較小，集中在ｌＯ－＾ｓｓ－ｉ左右。磁場也比??較低，一般在１０８?－?１０９Ｇ，很少商于１〇１０Ｇ。而且有相當(dāng)一部分送類天體處在雙星系統(tǒng)??中。這類脈沖星稱為毫砂脈沖星（ＭｉｍＳｅｃｏｎｄＰｕｌｓａｒ

自轉(zhuǎn)的中子星在其表面感應(yīng)出超強(qiáng)的電場。電場的垂直分量會把荷電粒子從中子星表??面拉出。因此，中子星表面附近會存在自由電荷區(qū)（主要是正負(fù)電子），而非真空。這??－區(qū)域稱為磁層，其結(jié)構(gòu)如圖１．２所示。??Ｕｇｈｔ??＼?Ｃｙｌｉｎｄｅｒ??？?？??氣？?？尸？??Ｖ?Ｖ?虹＇Ｃａｐ??Ｆａｎ?ｂｅａｍ?＼?Ｏｕｔｅｒ?廣｜?柳。＂??ｏｆ?ｅｍｉｓｓｉｏｎＶ。＼?０??＾?巧??？?？?＼?．＿＾＾??圖１．么脈沖星的磁層結(jié)構(gòu)示意圖，非等比例，圖片來自Ｗｅｅｋｅｓ，Ｔ．［４２］??由于磁凍結(jié)效應(yīng)，磁層中的荷電粒子會隨中子星一起轉(zhuǎn)動�？紤]共轉(zhuǎn)的線速度不??能超過光速，磁層只能存在于光速圓柱之內(nèi)。根據(jù)光速圓柱半徑，我們把磁力線分為閉??合磁力線和開放磁力線。我們所觀測到的射電脈沖信號則來自于帶電粒子沿開放磁力??線發(fā)出的福射。??考慮到洛倫茲力，為使得磁層中的荷電粒子穩(wěn)定共轉(zhuǎn)，需要有其他力與之平衡。中??子星表面的萬有引力和慣性離也力遠(yuǎn)小于洛倫茲力，只有正負(fù)電荷分離產(chǎn)生的電場力??８??

常詳細(xì)的介紹。本節(jié)內(nèi)，除特別說明外，中子星泛指包含傳統(tǒng)中子星（ＮＳ）、奇異星??（ＳＳ）、夸克星（ＱＳ）在內(nèi)的中子星類天體。??圖１．３是目前比較流行的各種中子星類天體的內(nèi)部結(jié)構(gòu)。從圖中我們可Ｗ看出，其??結(jié)構(gòu)組成從外向內(nèi)大致可ｌｙ？分為：表層（ｓｕｒｆａｃｅ）、殼層（ｃｒｕｓｔ）和核區(qū)（ｃｏｒｅ）。表層??是一層只有幾十厘米厚的大氣，主要成分是氨和（或）気。中子星的熱箱射就是從這層??大氣發(fā)出的，大氣的成分對于我們理解觀測到的福射１＾＾１及由此推測中子星半徑非常重??要。送一點，我們在后面詳細(xì)討論。??從大氣表層向內(nèi)，密度急劇增加。大氣層內(nèi)是固體的金屬殼層，主要成分是鐵族元??素。金屬殼層的底部密度高達(dá)１０６ｇ?ｃｍ－３，開始進(jìn)入外殼層。外殼層的主要成分是原子??核和電子，其底部密度可Ｗ達(dá)到ｌ〇Ｕｇ?ｃｍ－３。對于奇異星模型，在往里己經(jīng)是色超導(dǎo)態(tài)??１０??
【相似文獻(xiàn)】

相關(guān)期刊論文 前10條

1 羅續(xù)成;慣性導(dǎo)航系統(tǒng)/雙星距離差組合導(dǎo)航算法的可行性研究[J];遙測遙控;2002年06期

2 雷迎春;李大軍;王向陽;羅倫才;;雙星系統(tǒng)在密林區(qū)的測量方法及應(yīng)用效果分析[J];測繪通報;2010年04期

3 ;美科學(xué)家發(fā)現(xiàn)雙星系統(tǒng) 無生命星球上演雙日落[J];科技傳播;2011年19期

4 高凌云;;揭秘遠(yuǎn)距離雙星系統(tǒng)[J];現(xiàn)代物理知識;2013年03期

5 容建湘;;雙星的統(tǒng)計[J];天文學(xué)報;1979年03期

6 В.Г.СурАин ,儲宗元;SS433:新的結(jié)果[J];世界科學(xué);1983年08期

7 程必忠;關(guān)于雙星系統(tǒng)的能量[J];廣西民族學(xué)院學(xué)報(自然科學(xué)版);1995年01期

8 黃潤乾;大質(zhì)量雙星系統(tǒng)的非守恒演化[J];天文學(xué)進(jìn)展;1999年01期

9 王文濤;張鳳蓮;;對2010年高考題中“地月雙星系統(tǒng)”的進(jìn)一步探究[J];物理通報;2011年01期

10 張一方,李艷梅;雙星形成的非線性動力學(xué)機(jī)制和定性分析理論[J];云南大學(xué)學(xué)報(自然科學(xué)版);2002年02期

相關(guān)博士學(xué)位論文 前5條

1 謝基偉;雙星系統(tǒng)中行星的形成及動力學(xué)[D];南京大學(xué);2011年

2 逯亮清;基于載波相位干涉測量的雙星定向技術(shù)研究[D];國防科學(xué)技術(shù)大學(xué);2005年

3 鐘雙英;自旋致密雙星后牛頓哈密頓系統(tǒng)軌道動力學(xué)數(shù)值研究[D];南昌大學(xué);2011年

4 時光;大質(zhì)量白矮星雙星的觀測研究[D];中國科學(xué)院研究生院（云南天文臺）;2014年

5 姜龍;特殊脈沖星雙星的形成[D];南京大學(xué);2015年

相關(guān)碩士學(xué)位論文 前4條

1 吳斌;黑洞雙星的形成[D];中國科學(xué)院研究生院（云南天文臺）;2006年

2 徐倩;低質(zhì)量X射線雙星的演化[D];南京大學(xué);2012年

3 鄭娜;我國導(dǎo)航衛(wèi)星定位系統(tǒng)在軍事航空監(jiān)視中的應(yīng)用研究[D];國防科學(xué)技術(shù)大學(xué);2003年

4 鄧亞;致密雙星的進(jìn)動效應(yīng)研究[D];華中科技大學(xué);2011年

本文編號：2875109