磁星及其活动性的物理本质

1、磁星及其活动性的物理本质第1页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五近年来我们探讨的问题中子星的初始本底磁场: 通过超新星核心坍缩过程中，由于磁通量守恒:探讨的问题:大多数中子星观测到的1011-1013高斯的强磁场的物理原因?磁星(1014-1015 gauss)的物理本质?磁星的活动性: (B(0)为中子星的初始本底磁场)。难以获得通常中子星(1011-1013) gauss的磁场强度。更难获得磁星(1014-1015) gauss的磁场强度。难以利用脉冲星自转能的损失率来解释。第2页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五我们计算发现:中子星观测到的10

2、11-1013高斯的强磁场实质上来源于中子星内超相对论强简并电子气体 的Pauli顺磁磁矩产生的诱导磁场。中子反常磁矩电子磁矩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)第3页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五磁星超强磁场的物理本质?己经提出的模型:Ferrario & Wickrammasinghe(2005)suggest that the extra

3、-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

4、 proto-neutron stars. 我们计算发现:磁星超强磁场来自在原有本底(包括电子Pauli顺磁磁化)磁场下，各向异性中子超流体3P2中子Cooper对的Pauli磁化现象。第4页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五3P2 中子Cooper对的磁矩的分布3P2 中子Cooper对系统:Bose子系统，在低温下都凝聚在基态(E=0)状态。每个3P2 中子Cooper对具有磁矩: B = 2 n= 1.9 10-23 ergs/gauss。在外磁场作用下，磁针(磁矩)有着顺磁场方向的趋势,具有较低的能量值。即它比 Z = 0, 1 状态有更低的能量。 第5页，共28

5、页，2022年，5月20日，10点23分，星期五顺磁方向与逆磁方向排列的3P2Cooper对数目差在(T,B)环境下, 自身磁矩顺磁场与逆磁场方向排列的3P2中子Cooper对数目之差为f(x)为布里渊函数第6页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五处于3P2 中子Copper 对的中子数所占的百分比(动量空间中)Fermi球内、在Fermi表面附近厚度为壳层内的中子才会结合成3P2 Cooper对。它占中子总数的百分比为:EF(n) 60 MeV, (3P2(n) 0.05 MeV, q 8.7% 处于3P2 Copper 对状态的中子总数目为: 第7页，共28页，2022

6、年，5月20日，10点23分，星期五3P2中子Cooper对的诱导磁矩磁针顺磁场与逆磁场方向排列的3P2中子Cooper对数目之差为它们引起的诱导磁矩为当:(高温近似)第8页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五3PF2 中子超流体的总的诱导磁场 :中子星的磁矩同(极区)磁场强度的关系:第9页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五Bin- T 曲线(取=1)(未考虑相互作用)第10页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五物理图象当中子星内部冷却到3P2超流体的相变温度T=2.8108K以后,发生相变:正常Fermi状态 3P2 中子超流状态

7、。 这时中子星磁场会发生变化, 这是由于中子3P2 Copper对的磁矩在外磁场作用下会逐渐转向顺着外磁场方向排列。在温度较高的条件下，绝大多数3P2中子Cooper对的磁矩投影指向都是混乱的,顺着磁场方向排列的3P2中子Cooper对的数量略微多于逆磁场方向排列的3P2中子Cooper对的数量(数量差为N1) 。正是这微弱的相差，造成了3P2 中子超流体的各向异性与诱导磁矩。即磁星的超强磁场是由3P2 中子超流体中，偏离ESP状态的(数量约占千分之一) 3P2中子Cooper对的诱导磁矩造成的(3P2中子Cooper对的中子总数只占3P2 中子超流体内中子总数的8.7%)。第11页，共28页

8、，2022年，5月20日，10点23分，星期五中子星磁场的增长随着在中子星冷却的过程，它内部的温度下降，顺着外磁场方向排列的中子3P2 Copper对数量迅速(指数)增长。当温度下降到T7 2以后, 3P2 中子超流体的这种诱导磁矩产生的诱导磁场超过它原有的初始本底磁场(形成磁畴现象)。随着中子星的进一步冷却, 有两个因素使得中子星磁场增长1) (百分比)愈来愈多的中子3P2 Copper对的磁矩方向(在原有的初始本底磁场作用下)转向顺磁排列。增强了磁矩，因而增强了诱导磁场。3P2 中子超流区扩大， 3P2 中子超流体的总质量不断增长(图)随着在原有3P2 中子超流体区域(3.31014 (g

9、/cm3) 60 MeV)时, Fermi面附近的电子就会同质子结合成中子:出射的中子的能量相当高(明显高于中子的Fermi 能), 它们将同3P2 Cooper 对的中子相互作用, 拆散Cooper对。这导致3P2 Cooper对产生的诱导磁场消失。第23页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五3P2 Cooper 对崩溃瓦解后, 平均每个出射中子的能量为它们转变为热能。当所有3P2 Cooper 对都被上述过程拆散时，总共释放的热能总量为第24页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五磁星的活动性持续时间AXPs 的 x 光度可维持 107 -108 yr

10、第25页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五Phase OscillationAfterwards, Revive to the previous state just before formation of the 3P2 neutron superfluid. Phase Oscillation . 第26页，共28页，2022年，5月20日，10点23分，星期五Questions?Detail process: The rate of the processTime scale ? 2. What is the real maximum magnetic field of the magnetars? How long is the period of oscillation above?4.