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作者：朱明枫吉林大学

学位级别：硕士

由夸克之间的强相互作用所引起的夸克之间的耦合作用对于夸克气体性质的研究是非常重要的。奇异物质可以看作是由有着有效质量的准粒子所组成的理想气体。其有效质量是由于系统内夸克和夸克之间的相互作用所产生的[7]。通过计算可以看... 详细信息

由夸克之间的强相互作用所引起的夸克之间的耦合作用对于夸克气体性质的研究是非常重要的。奇异物质可以看作是由有着有效质量的准粒子所组成的理想气体。其有效质量是由于系统内夸克和夸克之间的相互作用所产生的[7]。通过计算可以看出由于引入了有效质量,夸克的质量比没有考虑耦合作用之前大了很多。有效质量m*s随着耦合常数g的增加而增大很快。又由于奇异物质粘滞性对奇异夸克质量很敏感[2],所以考虑介质效应将对奇异物质的粘滞性产生重要的影响。本文研究了引入介质效应以后弱过程s + u→u + d的反应率。经过计算发现,当温度较低时(T 介质效应而使体粘滞系数比Madsen[3]的文章中所计算的体粘滞系数增加了1-2个数量级,比Zheng等[7]的文章中部分的考虑介质效应所计算的体粘滞系数增加了6倍左右。体粘滞系数亦随着耦合常数g的增大而增大。本文也讨论了温度对体粘滞系数的影响,计算结果表明温度越高,体粘滞系数与g = 0的时候相比增加的越多。最后计算了加入介质效应后的星体的振动衰减时间并与未考虑介质效应所计算出来的振动衰减时间进行了比较。经计算可以看出即使在低温下较高的振幅也会在几分之一秒内衰减掉。在温度升高后,振动的衰减时间下降的非常快。同时发现振动的衰减时间随着耦合常数g的增加而减少。说明在考虑到介质效应以后振动的衰减时间变短。

关键词：中子星整体粘滞性奇异星夸克介质效应

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超子耦合常数对混合星性质的影响

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高能物理与核物理 2006年第10期30卷 961-965页

作者：包特木尔巴根刘广洲朱明枫刘巍吉林大学物理学院

用相对论平均场理论描述强子物质,用NJL模型描述夸克物质研究了超子耦合常数对混合星性质的影响．结果表明,随着超子耦合常数的增大,强子-夸克相交密度变小,混合相区域的状态方程变硬,中子星的最大质量及对应的半径变大．超子耦合常数由... 详细信息

用相对论平均场理论描述强子物质,用NJL模型描述夸克物质研究了超子耦合常数对混合星性质的影响．结果表明,随着超子耦合常数的增大,强子-夸克相交密度变小,混合相区域的状态方程变硬,中子星的最大质量及对应的半径变大．超子耦合常数由0．73增到1．0时,混合星最大质量由1．68M☉增至1．84M☉,相应的半径由11．4km变到12．5km．该夸克模型下不同强子参数组对应的混合星性质也有较明显的差异．可知,其适合于描述大质量而小夸克核心的混合星．

关键词：强子相夸克相状态方程质量-半径关系

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中子星中强子-夸克的相变

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吉林大学学报（理学版） 2010年第1期48卷 109-112页

作者：刘军胜韦明张宇朱明枫北华大学物理学院吉林吉林132013 吉林大学物理学院长春130021

给出一个研究由强子相到夸克相相变的简单模型,并定性分析了奇异星与混合星的基本性质,计算结果在观测范围内.

关键词：中子星奇异星混合星相变

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K^0 Condensation in Hyperonic Neutron Star Matter

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Chinese Physics Letters 2008年第2期25卷 458-461页

作者：丁文波刘广洲朱明枫喻孜赵恩广 Center for Theoretical Physics Department of Physics Jilin University Changchun 130023 Institute of Theoretical Physics Chinese Academy of Sciences Beijing 100080

In the framework of the relativistic mean field theory, we investigate K^0 condensation along with K^- condensation in neutron star matter including the baryon octet. The results show that both K^0 and K^- condensations can occur well in the core of the maximum mass stars for relatively shallow optical potentials of K^- in the range of-100 MeV～ -160 MeV. With the increasing optical potential of K^-, the critical densities of K^- decrease and the species of baryons appearing in neutron stars become fewer. The main role of K^0 condensation is to make the abundances of particles become identical leading to isospin saturated symmetric matter including antikaons, nucleons and hyperons. K^- condensation is chiefly responsible for the softening of the corresponding equation of state, which leads to a large reduction in the maximum masses of neutron stars. In the core of massive neutron stars, neutron star matter including rich particle species, such as antikaons, nucleons and hyperons, may exist.

关键词： HEAVY-ION COLLISIONS ANTIKAON CONDENSATION PHASE-TRANSITIONS COMPACT STARS 3RD FAMILY

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