磁星及其活動的物理本質核物理與凝聚態(tài)物理的應用.ppt

磁星及其活動性的物理本質 核物理與凝聚態(tài)物理的應用,彭秋和 (南京大學天文系),近年來我們探討的問題,中子星的初始本底磁場: 通過超新星核心坍縮過程中，由于磁通量守恒:,探討的問題: 大多數中子星觀測到的1011-1013高斯的強磁場的物理原因? 磁星(1014-1015 gauss)的物理本質? 磁星的活動性:,(B(0)為中子星的初始本底磁場)。難以獲得通常中子星(1011-1013) gauss的磁場強度。更難獲得磁星(1014-1015) gauss的磁場強度。,難以利用脈沖星自轉能的損失率來解釋。,我們計算發(fā)現: 中子星觀測到的1011-1013高斯的強磁場實質上來源于中子星內超相對論強簡并電子氣體 的Pauli順磁磁矩產生的誘導磁場。,中子反常磁矩,電子磁矩,Qiu-he Peng and Hao Tong, 2007, The Physics of Strong magnetic fields in neutron stars, Mon. Not. R. Astron. Soc. 378, 159-162(2007),磁星超強磁場的物理本質?,己經提出的模型: Ferrario & Wickrammasinghe(2005)suggest that the extra-strong magnetic field of the magnetars is descended from their stellar progenitor with high magnetic field core. Iwazaki(2005)proposed the huge magnetic field of the magnetars is some color ferromagnetism of quark matter. Vink & Kuiper (2006) suggest that the magnetars originate from rapid ratating proto-neutron stars. 我們計算發(fā)現: 磁星超強磁場來自在原有本底(包括電子Pauli順磁磁化)磁場下，各向異性中子超流體3P2中子Cooper對的Pauli磁化現象。,3P2 中子Cooper對的磁矩的分布,3P2 中子Cooper對系統:Bose子系統，在低溫下都凝聚在基態(tài)(E=0)狀態(tài)。 每個3P2 中子Cooper對具有磁矩: B = 2 n= 1.9 10-23 ergs/gauss。 在外磁場作用下，磁針(磁矩)有著順磁場方向的趨勢,具有較低的 能量值。即它比 Z = 0, 1 狀態(tài)有更低的能量。,順磁方向與逆磁方向排列的 3P2Cooper對數目差,在(T,B)環(huán)境下, 自身磁矩順磁場與逆磁場方向排列的3P2中子Cooper對數目之差為,f(x)為布里淵函數,處于3P2 中子Copper 對的中子數所占的百分比,(動量空間中)Fermi球內、在Fermi表面附近厚度為,殼層內的中子才會結合成3P2 Cooper對。它占中子總數的百分比為:,EF(n) 60 MeV, (3P2(n) 0.05 MeV, q 8.7% 處于3P2 Copper 對狀態(tài)的中子總數目為:,3P2中子Cooper對的誘導磁矩,磁針順磁場與逆磁場方向排列的3P2中子Cooper對數目之差為,它們引起的誘導磁矩為,當:,(高溫近似),3PF2 中子超流體的總的誘導磁場 :,中子星的磁矩同(極區(qū))磁場強度的關系:,Bin- T 曲線(取=1)(未考慮相互作用),物理圖象,當中子星內部冷卻到3P2超流體的相變溫度T=2.8108K以后, 發(fā)生相變:正常Fermi狀態(tài) 3P2 中子超流狀態(tài)。 這時中子星磁場會發(fā)生變化, 這是由于中子3P2 Copper對的磁矩在外磁場作用下會逐漸轉向順著外磁場方向排列。,在溫度較高的條件下，絕大多數3P2中子Cooper對的磁矩投影指向都是混亂的,順著磁場方向排列的3P2中子Cooper對的數量略微多于逆磁場方向排列的3P2中子Cooper對的數量(數量差為N1) 。正是這微弱的相差，造成了3P2 中子超流體的各向異性與誘導磁矩。即磁星的超強磁場是由3P2 中子超流體中，偏離ESP狀態(tài)的(數量約占千分之一) 3P2中子Cooper對的誘導磁矩造成的(3P2中子Cooper對的中子總數只占3P2 中子超流體內中子總數的8.7%)。,中子星磁場的增長,隨著在中子星冷卻的過程，它內部的溫度下降，順著外磁場方向排 列的中子3P2 Copper對數量迅速(指數)增長。當 溫度下降到T7 2以后, 3P2 中子超流體的這種誘導磁矩產生的誘 導磁場超過它原有的初始本底磁場(形成磁疇現象)。 隨著中子星的進一步冷卻, 有兩個因素使得中子星磁場增長 1) (百分比)愈來愈多的中子3P2 Copper對的磁矩方向(在原有的初始本底磁場作用下)轉向順磁排列。增強了磁矩，因而增強了誘導磁場。 3P2 中子超流區(qū)擴大， 3P2 中子超流體的總質量不斷增長(圖) 隨著在原有3P2 中子超流體區(qū)域(3.31014 (g/cm3) 5.21014) 外側鄰近部分區(qū)域物質溫度下降到相應的相變溫度時，該區(qū)域物質 正常Fermi狀態(tài) 3P2 中子超流狀態(tài), 因而3P2 中子超流體區(qū)域擴大，中子星內3P2 中子Cooper對的總磁矩 會不斷地緩慢(幾乎連續(xù))增長。它產生的誘導磁場也逐漸增長。 結論: 它將朝著磁星方向演化。,3P2中子能隙圖(Elgagy et al.1996, PRL, 77, 1428-1431),磁星的活動性,Under the ultra strong magnetic field,The Landau energy level is quantized when B Bcr ( Bcr =4.4141013 gauss),n: quantum number of the Landau energy level n=0, 1,2,3,Landau column,p,pz,The overwhelming majority of neutrons congregates in the lowest levels n=0 or n=1, When,The Landau column is a very long cylinder along the magnetic filed, but it is very narrow. The radius of its cross section is p .,p,pz,總的能級占有狀態(tài)數,超強磁場下的電子Fermi能,基本觀念,當電子的Fermi能明顯超過中子的Fermi能 (EF60 MeV)時, Fermi面附近的電子就會同質子結合成中子:,出射的中子的能量相當高(明顯高于中子的Fermi 能), 它們將同3P2 Cooper 對的中子相互作用, 拆散Cooper對。這導致3P2 Cooper對產生的誘導磁場消失。,3P2 Cooper 對崩潰瓦解后, 平均每個出射中子的能量為,它們轉變?yōu)闊崮堋?當所有3P2 Cooper 對都被上述過程拆散時，總共釋放的 熱能總量為,磁星的活動性持續(xù)時間,AXPs 的 x 光度,可維持 107 -108 yr,Phase Oscillation,Afterwards,Revive to the previous state just before formation of the 3P2 neutron superfluid. Phase Oscillation .,Questions?,Detail process: The rate of the process,Time scale ?,2. What is the real maximum magnetic