【摘 要】
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在2010年和2013年,观测发现两颗大质量的中子星:PSR J1614+2230（质量约为1.97?0.04M?）和PSR J0348+0432（质量约为2.01?0.04M?）,其中M?为太阳质量,但是在广义相对论的理论框架下,软的致密物质的物态方程不能支持质量大于2.0M?的大质量中子星,而重离子碰撞实验分析及相关理论研究认为高密度非对称核物质可能具有较软的物态方程,高密区超子和K介子凝聚也
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在2010年和2013年,观测发现两颗大质量的中子星:PSR J1614+2230（质量约为1.97?0.04M?）和PSR J0348+0432（质量约为2.01?0.04M?）,其中M?为太阳质量,但是在广义相对论的理论框架下,软的致密物质的物态方程不能支持质量大于2.0M?的大质量中子星,而重离子碰撞实验分析及相关理论研究认为高密度非对称核物质可能具有较软的物态方程,高密区超子和K介子凝聚也会使高密物质的物态方程变软。这样天文观测和核物理理论之间就出现了矛盾。我们计算和讨论了强电场对中子星质量的影响,我们假设中子星内有净电荷存在,由于电荷之间的排斥力,星体带电之后软物态方程将会等效的变硬,因此来支持大质量的中子星;选取一个有代表性的软物态方程,我们发现要使电荷对物态方程有明显的影响并且通过静电场来增加星体的最大质量,星体内的总电量应该在1020C的量级上;为了研究电荷分布对星体最大质量的影响,我们考虑了两种电荷分布,计算发现即使对于不同的电荷分布,为了支持?2.0 M?的中子星,星体所需要带的总电量是相似的?2.3?1020C;在本文中,我们还简单计算了带电中子星的稳定性,计算发现它在动力学上是稳定的。事实上,这样类似的问题也存在于另一类致密星体——白矮星中。人们普遍认为在双星系统中当白矮星的质量达到钱德拉塞卡质量极限（1.44 M?）时,Ia型超新星爆发将会发生,由于这个独特的特点,SN Ia被作为标准烛光来测量宇宙的尺度和了解宇宙膨胀的历史,但是最近观测发现了超亮度的SN Ia,比如SN 2003fg,SN 2006gz,SN 2007if和SN 2009dc,普遍被人们接受的解释是可能存在一个超钱德拉塞卡质量极限的源,即存在超钱德拉塞卡质量极限的白矮星,这就与经典的白矮星理论相矛盾。为了解决白矮星内存在的矛盾,我们提出了两种机制:一是考虑修正的引力理论（EiBI引力理论）,二是考虑在白矮星的内部有暗物质存在。第一,在EiBI的引力理论下,我们重新研究了白矮星的结构和性质,发现EiBI引力为我们提供一种新的方式来理解观测现象。我们通过选取合适的Eddington参数,采用自由电子气的物态方程,白矮星的质量可以达到2.8M?,并且最大质量与星体的中心密度呈正相关;反过来我们也可通过白矮星的最大质量来约束Eddington参数;另外,我们还计算了EiBI引力下白矮星的开普勒转速,计算发现白矮星与中子星的开普勒转速出现了简并,那我们就不能仅仅通过观测到的脉冲星的频率和质量来区分两种致密星。第二,暗物质作为宇宙的主要组成部分,致密星体中很有可能存在暗物质,在本文中我们基于暗物质混合白矮星来解释超亮度的SN Ia。我们通过计算发现,当白矮星吸积足够多的暗物质,暗物质粒子即费米子由于粒子间的pauli不相容原理,暗物质白矮星的质量将会增加进而超过钱德拉塞卡质量极限。另外,我们也研究了暗物质白矮星的一些观测量,比如引力红移和转动惯量,发现这些量敏感于暗物质粒子的分布,将来可以作为探针来探测暗物质粒子的一些相关信息。
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