超新星与中子星-南京大学天文与空间科学学院课件

超新星

与

中子星彭秋和(南京大学天文系)超新星

与

中子星彭秋和1历史上的超新星爆发时间(AD)光度极大星等发现者遗迹185?-8中国天文学家RCW86393-1中国天文学家837?-8?中国天文学家IC4431006-10中/阿天文学家SN10061054-5中/日天文学家CrabNebula1181-1中/日天文学家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A历史上的超新星爆发时间(AD)光度极大星等发现者遗迹1821054超新星遗迹---蟹状星云(Crab)及其脉冲星(PSR0531)1054超新星遗迹---蟹状星云(Crab)3近代超新星研究的序幕1934年Baade&Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。恒星死亡超新星爆发中子星超新星爆发高能宇宙线的起源1942年Gamow利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩的可能性1960年丘宏义等人首先研究大质量恒星内正负电子对湮灭发射中微子对过程并提出它可能导致超新星爆发。这实际拉开了现代高能天体物理理论研究的序幕。1966年Colgate从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕近代超新星研究的序幕1934年Baade&Zwicky在4超新星分类分类：I型（Ia,Ib/Ic）—无H线；II型—有H线光变曲线不同超新星分类分类：I型（Ia,Ib/Ic）—无H线；II型—5SpectralTypeIbIcIIIa无氦光谱线明显的氦(吸收)光谱线无硅光谱线明显硅(Sinicon)(吸收)谱线无氢光谱线以氢光谱线为最强光谱物理机制吸积白矮星的热核爆炸大质量恒星演化终结时核心坍缩(在红巨星阶段通过强大的星风可能己经丧失它的止氢包层甚至氦包层)光变曲线单纯、线性下降L(线性下降)、P(呈现平台)、I(不规则)三类致密残骸无中子星(呈现为脉冲星)或者黑洞?Rate/h2SNu0.360.110.710.340.140.07ObservedTotal2000asoftoday(nowadays200/year)中微子发射100可见光能量不重要IaIbIcIISpectralTypeIbIcIIIa无氦光谱线明显的氦6两类超新星的主要特征超新星类型IaII极大光度3x109

L⊙3x108

L⊙光谱无氢光谱线;重元素光谱线很多;后期Fe线最强最强的是氢光谱线

前身星双星系统中的白矮星大质量恒星爆发原因伴星物质被致密白矮星吸积而流入白矮星大质量恒星的铁核心坍缩爆发物理机制吸积白矮星C/O核心的热核大爆炸转化为铁族元素从新生中子星表面向外行进的反弹激波:中微子压强残骸无致密残骸中子星超新星遗迹内的核产物主要是铁各种元素都有两类超新星的主要特征超新星类型IaII极大光度3x17大质量恒星热核演化结束硅燃烧阶段结束M≈(12-25)M⊙H-包层H-燃烧壳层He-燃烧壳层C-燃烧壳层Ne-燃烧壳层O-燃烧壳层Si-燃烧壳层Fe核心T(3-5)109K

3109K大质量恒星热核演化结束硅燃烧阶段结束H-包层H-燃烧壳层He8大质量恒星核心坍缩的主要原因电子俘获过程:引起超新星核心坍缩的关键过程QEC

(A,Z):

原子核(A,Z)电子俘获的能阈值大质量恒星核心坍缩的主要原因电子俘获过程:引起超新星核心9重要原子核电子俘获的密度阈值

表中EC过程的能阈值己扣除电子的静止能量重要原子核电子俘获的密度阈值

表中EC过程的能阈值己扣除电子10广义相对论引力坍缩的临界密度

c(GR)

同EC的比较:结论:引起SNII(SNIb、SNIc)核心坍缩的首要物理因素是电子俘获过程(EC)。引起吸积白矮星坍缩(它导致SNIa

爆发)的主要因素是广义相对论效应。(光子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素)导致超巨质量恒星坍缩的主要因素是电子对湮灭为中微子对过程e++e-+反广义相对论引力坍缩的临界密度

c(GR)同EC的11核心坍缩型超新星爆发机制内核心:同模坍缩Vrr(亚声速区)外核心:自由坍缩Vr~Vff/2M内核心~0.6M⊙内外核心交界面附近:Vr

~(1/8–1/4)c(光速)核心坍缩型超新星爆发机制内核心:同模坍缩12超新星的瞬时爆发机制(1)随着星体坍缩的进行，星体中心的密度迅速增长。一旦它达到原子核密度(2-4)nuc(nuc=2.81014g/cm3)

以上，核子的非相对论简并压强超过了电子的相对论简并压强，物质状态方程

P中的多方指数=5/3,变成了稳定的系统，不再坍缩。但由于惯性，直到中心密度达到

时，内核心的坍缩才完全中止。而内核心外围的物质却继续以超音速坍塌，它们猛烈地撞击在突然停止坍缩的坚硬的内核心上，因而在内核心外不远处立即产生一个很强的向外行进的反弹激波，其能量高达Eshock~1051-52ergs。超新星的瞬时爆发机制(1)随着星体坍缩的进行，星体中心的密度13这巨大的能量是由星体核心在坍缩过程中释放出的自引力势能转化而来的。激波波阵面后的温度上升到1011K以上，平均热运动能量高达10MeV,超过了56Fe平均每个核子的结合能(8.8MeV)。铁族元素的原子核很快地被热光子打碎:

这个光致裂变反应过程耗费反弹激波的能量为

M⊙(56F)这巨大的能量是由星体核心在坍缩过程中释放出的自引力势能转化而14如果则激波可以冲出外核心。而且当它完全摧毁外核心的全部铁核以后，初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即1049ergs),残留的激波就可以把整个星幔和大气抛向太空，形成超新星的爆发。上述图像就称为瞬时爆发机制。如果特则当上述反弹激波尚未穿透外核心之前，激波能量全部都消耗在铁核光致裂解的过程中。它不可能把星幔和大气层吹散。不会导致超新星的爆发。而且由于核心外围的星幔和大气继续问中心坠落，原来向外行进的反弹激波转变成为一个吸积驻激波。也就是说，这种情形下，瞬时爆发机制失败。结论:瞬时爆发机制能否成功的关键在于它的外(铁)核心的质量是否过大?迄今对所有合理的模型计算而言，瞬时爆发机制是不成功的((铁)核心的质量太大)。

如果则激波可以冲出外核心。而且当它完全摧毁外核心的全部铁核以15中微子延迟爆发机制为了解释瞬时爆发的困难，Wilson(Bowers,Wilson,1985)等人提出了中微子的延迟爆发机制。可以由下图加以说明：本图描述了反弹激波在停止后景象。为激波所在的位置，此处物质以的速度向下降落（速度接近自由落体）。物质经过激波的减速之后，以较为缓慢的速度经过加热和冷却区向新生中子星的表面运动。为中微子球半径新生中子星的半径。加热和冷却相平衡处的半径。而前中子星中的能量沉积来源于物质对于电子中微子的吸收。中微子延迟爆发机制为了解释瞬时爆发的困难，Wilson(Bo16超新星与中子星-南京大学天文与空间科学学院课件17中微子延迟爆发机制中两个尚未解决的关键问题1)

新生的高温中子星能否在非常短的时标内产生如此巨大的中微子流?产生如此强大的中微子流的具体物理过程是什么?(凝聚的中微子发射?核物质向(u,d)夸克物质的转化?均未成功)2)

即使在极短时标内出现了强大的中微子流，它们同物质相互作用究竟能否产生如此强大的向外冲压，导致超新星的爆发，而且爆发物质向外的初始速度高达104km/s左右，爆发总动能否达到1049erg?中微子延迟爆发机制中两个尚未解决的关键问题18我们的研究:巨大中微子流如何在瞬间产生?1995年，我们南京大学研究小组(DaiZ.PengQ.andLuT.ApJ.,1995,440:815)提出了由超新星坍缩核心形成的高温中子-质子星内相继出现的核物质-(u,d)两味夸克-(s,u,d)三味夸克的相变过程u+e-d+e,u+e-s+e,u+du+s将在短于1微秒的时标内产生大量中微子流，其平均能量为10MeV左右，总能量达以上。这种相变过程导致星体核心区出现负熵梯度引起内外物质的Schwarshild对流将使这强大中微子流向外输送,迅速抵达中微子球表面。我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟爆发机制。在我们的初步探讨中，我们用理想Fermi气体作为夸克系统的最简单模型。很快地，印度德里大学的一个研究小组在我们研究的基础上，进一步计入了夸克之间相互作用，发现中微子流量将更加增强1/4左右。目前这方面研究还在深入之中。我们的研究:巨大中微子流如何在瞬间产生?1995年，我们南19SNII仍然未解决的关健问题中微子流能否激活强大的向外激波?迄今仍然也是悬案。人们不仅考虑了己知各种粒子(e-,e+,p,n,,0，,以及16O等原子核)同中微子的相互作用，而且还探讨了在致密等离子体中，中微子振荡有可能引起这种相互作用的增强。但上述中微子流仍然无法产生如此强大的冲压。也就是说，即使中微子延迟爆发机制，迄今卜在理论上人们也仍然无法自洽地实现超新星的爆发(向外爆发总动能达到1049erg以上。SNII仍然未解决的关健问题中微子流能否激活强大的向外激波?20我们新近的探讨:电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量影响的研究同太阳内不同,超新星内电子俘获过程是当电子的Fermi能超过电子俘获的能阈值时，Fermi面附近的电子打入原子核而发生的。在这种情形下，电荷屏蔽效应从三方面对电子俘获过程有着重要影晌:1)降低入射电子的能量，2)使超过电子俘获能阈值的电子数目减少，3)等效於提高了电子俘获的能阈值。我们已经对这一问题进行过初步试探性研究(1996,2000,2003)。利用通常人们采用的等离子体强屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我们发现,在超新星内物质高密度环境下电荷屏蔽效应对

等少数几种原子核上电子俘获率的影响可达30-80%。最近，我们还对超新星内部电子俘获率最高的20个核素进行这种计算(由于不同原子核的结构大不相同，这种计算是相当麻烦的)。电荷屏蔽效应提高了电子俘获过程的有效能阈值，由此明显地提高了爆前超新星核心坍缩的临界密度阈数值，这必将导致实际坍缩(以铁为主要成份的)核心质量低于迄今国际上(未考虑电荷屏蔽效应)计算的数值。只要坍缩核心质量减少3-5%，至今仍然一筹莫展的超新星瞬时爆发机制有可能成功。但是，我们如果采用等离子体强屏蔽的Salpeter公式，则发现它只能使超新星坍缩核心的质量降低1%。

我们新近的探讨:电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量影21电荷屏蔽效应对56Ni、55Co电子俘获率的影响56Ni的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K，5*109K和109K的情形横坐标为物质质量密度(对数标,应为log())纵坐标为C=s/;为电子俘获率,上标s代表电荷屏蔽。55Co的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K,5*109K和3.24*109K的情形电荷屏蔽效应对56Ni、55Co电子俘获率的影响56Ni的22超新星爆发前夕主要核素的电子俘获率、s分别是未计及和考虑电荷屏蔽效应下的电子俘获率影响。这里的核素由于电荷屏蔽的影响俘获率要比原来下降10%-15%左右。(罗志全，彭秋和，1996)超新星爆发前夕主要核素的电子俘获率、s分别是未计及和23引起大质量恒星核心大规模坍缩的首要原因

电子丰度(Ye):平均每个核子占有的自由电子数中子剩余参量:(Nn-Np)/((Nn+Np)),=1-2YeMch=5.84Ye2

M⊙在硅燃烧开始后不久，星体核心内仍以对称核物质(56Ni)为主，中子剩余参量

0.001

或Ye

0.495。相应的Chandrasekhar极限质量为1.43M⊙.硅燃烧阶段时标是相当短的:最多为几天(有对流情形)或几个小时(无对流情形)。因此，只有在大量和快速的(原子核上)电子俘获过程之后，电子丰度Ye才会显著减少(或中子剩余参量明显增长)。电子简并气体中电子俘获一旦大量进行，星体核心将在动力学上变为不稳定，发生引力坍缩现象。即电子俘获过程是导致大质量恒星核心坍缩的第一位物理因素。引起大质量恒星核心大规模坍缩的首要原因24大质量恒星核心大规模坍缩开始时的临界点大质量恒星核心坍缩的临界点条件是:星体核心内原子核56Ni上电子俘获过程非常迅速，其特征时标短于流体动力学时标:

tEC(56Ni,r=Rc)<thydro(r=Rc)4.4610-1/2(Rc)ms(A)或tEC(56Ni,r=Rc)<ts(r=Rc)(声速)Rc,6Ye-2/39-1/6ms(B)

tEC(56Ni,r=Rc)=[EC(ne)]-1,ne=NAYe以前在计算电子俘获率EC时,并未考虑电荷屏蔽效应。当考虑电荷屏蔽效应后,ECsEC<EC,tsEC>tEC因此,满足条件(A)(或(B))的临界点处的密度值*要求更高,或只有在更高的密度(对应的Rc也更小)点以内的物质才会极迅速地向内坍缩。因而，由于电荷屏蔽效应的影响，坍缩核心质量必定小于原来未考虑电荷屏蔽效应时的数值。即Msc<Mc结论:考虑电荷屏蔽效应必定会使得超新星坍缩核心质量数值下降，有利于瞬时爆发机制。具体研究必须结合最新核物理研究进行数值模拟计算。大质量恒星核心大规模坍缩开始时的临界点大质量恒星核心坍缩的临25Ia型超新星爆发机制密近双星系统大质量吸积白矮星的质量增长达到Chandrasekhar临界质量(5.86Ye2M⊙

)时,广义相对论效应致使整个星体引力坍缩。急速坍缩过程中密度、温度迅速增长(但等离子体中微子发射过程延缓温度增长)。当达到爆炸性核燃烧条件时,立即点燃爆炸性C燃烧，核燃烧波迅速向外传播。从亚声速的爆燃波演变为超声速的爆轰波，爆炸性C燃烧则演变为爆炸性的(不完全)Si燃烧。它使得整个星体向外爆炸，几乎不遗留致密残骸。Ia型超新星爆发机制密近双星系统大质量吸积白矮星的质量增长达26SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和，Ia型超新星爆发理论I:主要观测特征及爆发机理天文学进展，16(1998)50彭秋和，Ia型超新星爆发理论II:理论研究中的重要疑难问题天文学进展，16(1998)60

彭秋和，演化和恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题的核物问题,物理学进展,21(2001)225-236一一SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和，Ia型超新星爆发理27SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和,恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题中的核物理问题,<物理学进展>,21(2001)225-236彭秋和，Ia型超新星爆发理论I:主要观测特征及爆发机理天文学进展，16(1998)50彭秋和，Ia型超新星爆发理论II:理论研究中的重要疑难问题天文学进展，16(1998)60SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和,恒星演化和超新星爆28脉冲星---高速旋转的中子星(Pulsar—RapidlyRotatingNeutronStar)中子星概述：历史、现状脉冲星自转减慢：观测、理论、应用高速中子星：观测、统计模拟、理论脉冲星---高速旋转的中子星(Pulsar—Rapi29中子星的预言和脉冲星的发现1932年,Chadwick发现中子1932年,Landau预言中子星(卢瑟福回忆录)1934年Baade&Zwicky正式提出中子星观念,并且作了天才的预言恒星死亡超新星爆发中子星超新星爆发高能宇宙线的产生1967年Bell(导师Hewish)意外地发现射电脉冲星1968年Gold指出:脉冲星就是高速旋转的中子星1983年毫秒脉冲星(基本上都是双星系统内)的发现中子星的预言和脉冲星的发现1932年,Chadwick发现中30射电脉冲射电波段上发现观测到的脉冲很复杂(由于地球运动影响,脉冲到达时间上出现频率色散)各个单个脉冲彼此变化、不同。但多次射电脉冲平均后的脉冲轮廓非常稳定脉冲周期非常稳定(10-12)周期(P)Interpulse(中介脉冲)~P/10pulse射电脉冲射电波段上发现周期(P)Interpulse~P/131脉冲星—中子星的推断×星体脉动的白矮星(?)P>1s;Crab脉冲星:P=0.0334s高速旋转中子星?GMm/r2>mV2rot/r,Vrot=2r/P,M=(4/3)R3>(3)/(GP2),G=6.6710-8(cgs),PCrab~(1/30)s

>1.31011g/cm3(白矮星~106g/cm3)结论:脉冲星—高速旋转的中子星脉冲星—中子星的推断×星体脉动的白矮星(?)P>1s;32中子星(脉冲星)性质概要质量~(0.2-2.5)Msun

半径~(10-20)km自转周期P~1.5ms–8s(己发现的范围)表面磁场:大多数脉冲星:1010-1013Gauss磁星(?)1014-1015Gauss表面温度:105-106K—非脉冲(软)x射线热辐射脉冲星同超新星遗迹成协(?)发现10个脉冲星的空间运动速度:高速运动。大多数:V~(200–500)km/s;5个:V

>1000km/s中子星(脉冲星)性质概要质量~(0.2-2.5)Msun33中子星表面大气的标高与大气层厚度p=p0exp{-h/h0},h0=kT/mg

表面重力加速度:g=GM/R2~1014cm/s2表面温度T~106K,R~10kmM~Msun=2×1033克对氢原子mH=1.67×10-24克h0~1cm推论:中子星大气层厚度~10cm中子星表面大气的标高与大气层厚度p=p0exp{-h3494颗脉冲(单)星的空间速度V(km/s)脉冲星数所占百分比

100713/4

3003638%

5001415%

100055%94颗脉冲(单)星的空间速度V(km/s)35脉冲星的磁层脉冲星的磁层36光速园柱面开放磁力线辐射束r=c/B封闭磁层中子星M=1.4MSunR=10kmB=108to1013Gauss光速园柱面开放磁力线辐射束r=c/B封闭磁层中子星37正常射电脉冲星周期:十几毫秒到几秒。集中在：0.1s-1sCrab脉冲星(PSRB0531):P=0.0334sVela脉冲星(PSRB0833):P=0.0893s自转逐渐(稳定地)变慢(周期,Spindown)原因:(主要原因)旋转的脉冲星辐射消耗转动能或周围吸积的旋转物质同磁层相互作用脉冲星旋转角动量减少周期增长率典型值：dP/dt~10-15ss-1射电脉冲星Millisecond脉冲星(在密近双星系统中或位于球状星团内物质密集区内)P~几毫秒它们不是年轻脉冲星,而是一种再生(或再加速,Recycle)脉冲星:通过吸积它周围旋转物质而使脉冲星本身转动加快—螺旋桨机制周期变率典型值：dP/dt~10-20ss-1正常射电脉冲星射电脉冲星Millisecond脉冲星38年轻脉冲星的Glitch现象脉冲周期平稳地增长背景上偶然地脉冲周期会突然变短(周期变化幅度为10-6-10-10),随后较之前更迅速地变慢，持续直到恢复过去的周期增长率。这种现象称为Glitch现象。VelaPRS和CrabPSR,3-4年出现一次。后来陆续发现更多的脉冲星出现微Glitch现象(周期变短幅度低于10-12)glitchPtGlitch:脉冲周期突然变短现象年轻脉冲星的Glitch现象脉冲周期平稳地增长背景上偶然地脉39脉冲星的射电辐射机理中子星表面壳层的脱出功很高，使得其表面以外存在一个很薄的真空隙(gap)。随着脉冲星高速旋转,(通过单极感应)旋转磁场在中子星两磁极区诱导产生很强的电场(大致沿磁场方向)。在真空隙区内一旦出现电子或正电子(偶尔外来的高能光子在强磁场下就可以产生正、负电子对),这个强电场将使它们迅速加速到很高的能量(1014eV)。这些极端相对论性的正、负电子沿着极区(略微弯曲的)磁力线向外运动时将辐射能量亦很高的光子。在强磁场下这些光子(当它们同磁场斜交时)再次产生正、负电子对;在电场下它们再加速….。这种级联过程雪崩式地产生正、负电子对。在真空隙的上部大量高能正、负电子对沿着极区开放(有些弯曲)磁力线运动—曲率辐射产生了我们观测到的射电波段辐射而高能电子绕磁力线旋转的同步加速辐射产生光学和x-ray辐射(在光学园柱面附近)—RS(Ruderman-Sutherland)模型。只有当磁轴和旋转轴相互倾斜时，随着脉冲星的旋转,沿磁轴方向射出的射电波才会呈现出一个个脉冲形式—灯塔效应。脉冲星的射电辐射机理中子星表面壳层的脱出功很高，使得其表面40X-射线脉冲星与磁星除了射电脉冲外，Crab等少数几个脉冲星脉冲星在光学波段、X-ray或-ray也都呈现出(频率相同的)脉冲辐射。其他的脉冲星只有射电脉冲辐射。包含致密星的密近双星系统内光学主星的大气物质流向致密星时可能会伴随发射X射线脉冲辐射，称为X-射线脉冲星。HMXB(高质量x射线双星系统,约150多个)己发现50多颗X-射线脉冲星;LMXB(低质量x射线双星系统,也有150多个)只发现四、五个X-射线脉冲星,而且它们的磁场非常弱，低于1010GaussSNR(超新星遗迹)内的一类射电宁静的X射线点源中有的已探测到X射线脉冲AXPs(反常X射线脉冲星)SGRs(软重复爆)周期（5-12s）,dP/dt~10-11ss-1(典型值)在AXPs和SGRs中(迄今发现总数量已超过10个),磁场非常强，B~(1014-1015)Gauss称为磁星(Magnitar)X-射线脉冲星与磁星除了射电脉冲外，Crab等少数几个脉冲星41高质量X-ray双星(HMXB)吸积物质提供者是早型(O,B)星,M>10M⊙

(主星)150多个HMXB中己发现50多个x-ray脉冲星(其中光学主星多数为Be星)高质量X-ray双星(HMXB)吸积物质提供者是早型(O,42低质量X-ray双星(LMXB)中子星(主星)充分演化的红矮星(辅星)M<1.2M⊙吸积盘Roche点150多个LMXB中只发现5多个x-ray脉冲星。一般认为它们可能产生x-ray暴。例EXO0748-676低质量X-ray双星(LMXB)中子星(主星)充分演化的吸43EXO0748-676星周物质X-ray暴的源EXO0748-676星周物质X-ray暴的源44X射线双星X-ray双星X-ray脉冲星周期为1-1000s的规则脉冲星X-ray暴FrequentOutburstsof10-100sduration

withlower,persistentX-rayfluxinbetweenI型X射线暴Burstenergyproportional

todurationofpreceeding

inactivityperiodByfarmostoftheburstersII型X射线暴Burstenergyproportional

todurationoffollowing

inactivityperiod“Rapidburster”

andGROJ1744-28?(Burstingpulsar:

GROJ1744-28)Others

(e.g.noburstsfoundyet)X射线双星X-ray双星X-ray脉冲星X-ray暴I45中子星内部结构核心3P2(各向异牲)中子超流涡旋区1S0(各向同性)中子超流涡旋区

(5-8)%质子(II型超导体)(正常)电子Fermi气体=(g/cm3)10141011104107内壳(超富中子核、晶体、自由电子)外壳(重金属晶体)夸克物质???中子星内部结构核心3P2(各向异牲)1S0(各向同性)461S0

和3P2中子超流体

1S0

中子超流

3P2中子超流1S0和3P2中子超流体

1S0中子超流47中子星内的中子超流涡旋运动Vortexflow涡丝核心(正常中子流体)中子星内的中子超流涡旋运动Vortexflow涡丝核心(正48Vortexflow(Eddycurrent,Whirlingfluid)n:涡旋量子数涡旋管核心(正常中子状态超流体量子化环量(涡旋强度):Vortexflow(Eddycurrent,Wh49脉冲星自转减慢（现有理论）磁偶极模型(标准模型)超流涡旋的中微子辐射(Pengetal.)盘吸积模型脉冲星表面电流效应诞生初期的引力波辐射磁层表面欧姆加热脉冲星自转减慢（现有理论）磁偶极模型(标准模型)50磁偶极模型

(MagneticDipoleModel)

辐射功率自转能减慢磁场特征年龄,

磁偶极模型

(MagneticDipoleModel)51制动指数n(brakingindex)

定义：变形式：磁偶极模型制动指数:n=3目前的观测结果:只有5颗年轻的脉冲星的n的测定必较可靠制动指数n(brakingindex)

定义：52从左上方向右下方的点线代表等磁场线从左下方向右上方的点线代表等年龄线(磁偶极模型)AXPs&SGRs在(P,dP/dt)图上脉冲星的分布从左上方向右下方的点线代表等磁场线在(P,dP/dt)图上脉53脉冲星N-LogB12分布图(观测)脉冲星N-LogB12分布图(观测)54脉冲星研究中的重大疑难问题自转减慢(Spindown)机制?脉冲星射电(X-ray,-ray)辐射机制?辐射产生区域?年轻脉冲星Glitch现象产生机制?制动指数n<3(同磁偶极辐射(标准)模型不符)?磁星?脉冲星非常高(空间)运动速度产生机制?是否存在奇异(夸克)星?脉冲星研究中的重大疑难问题自转减慢(Spindown)机制55Malov统计(2001,AstronomyReports,Vol.45,389)

Log(dP/dt)-15=(1.750.56)logP–(0.010.15)(对P>1.25s脉冲星(87个))对P>1s.25脉冲星

自转减慢只能由中国小组的NSV(中子超流涡旋)模型描述;对0s.1<P<1s.25脉冲星自转减慢可由磁偶极辐射和NSV辐射联合模型来描述。(Peng,Huang&Huang1982;Peng,Huang&Huang,1980;Huang,Lingenfelter,PengandHuang,1982)

Malov统计(2001,AstronomyReports56中子星的超流涡旋管(涡丝)

涡丝间的距离:核心半径:涡丝核心区域内为正常中子流体能隙(Cooper对的结合能):涡丝间的间距为宏观尺度。每个涡旋管内的绝大多数中子处于超流状态当中子星内部温度T</kB下,中子系统处于超流状态中子星的超流涡旋管(涡丝)涡丝间的距离:核心半径:涡丝核心57中子超流涡旋的两种辐射中微子回旋辐射––ForSpindown(Peng,Huang&Huang1982)原理:按照粒子物理学中Wenberg–Salam弱电统一理论,作回旋运动的中子会辐射中微子-反中微子对(类似于作回旋运动的电子会辐射一对光子)出射的中微子直接逃逸出中子星,消耗中子星转动能，带走角动量，使脉冲星自转减慢。2)各向异性的中子超流涡旋的磁偶极辐射––ForHeating原理:3P2中子Cooper对具有磁矩,在回旋运动中它产生(x-射线)辐射。被中子星物质吸收而使中子星加热。(Peng,Huang&Huang,1980;Huang,Lingenfelter,PengandHuang,1982)中子超流涡旋的两种辐射中微子回旋辐射––ForSpin58脉冲星(自转减慢)混杂(Hybrid)模型脉冲星转动动能损失率

周期增长率超流涡旋的演化(假设)脉冲星(自转减慢)混杂(Hybrid)模型脉冲星转动动能损失59比较磁偶极辐射模型混杂模型<3n<3比较磁偶极辐射模型混杂模型<3n<360nnJiJfJp中微子左右不对称导致中子星的反冲nnJiJfJp中微子左右不对称导致中子星的反冲61中子星的加速曲线P/P0V(Km/s)中子星的加速曲线P/P0V(Km/s)62模型下中子星的加速曲线模型下中子星的加速曲线63NSV模型的主要结论1)逐渐加速模型加速时标:200-300years中子星能够达到的最大速度同它的初始周期紧密相关Vmax1000km/s当P0<0.7msVmax>100km/s当P0<(2-3)msVmax>2500km/s当P0~0.4ms3)加速方向沿中子星自转轴方问，CrabPSR和VelaPSR的观测正好同模型预言相一致。4)对于具有相同初始周期的脉冲星而言,磁场较弱者所获得的空间速度更高。NSV模型的主要结论1)逐渐加速模型64超新星

与

中子星彭秋和(南京大学天文系)超新星

与

中子星彭秋和65历史上的超新星爆发时间(AD)光度极大星等发现者遗迹185?-8中国天文学家RCW86393-1中国天文学家837?-8?中国天文学家IC4431006-10中/阿天文学家SN10061054-5中/日天文学家CrabNebula1181-1中/日天文学家3C581572-4TychoBraheTycho1604-3KeplerKepler16805?JohnlamsteedCasA1987+2.9IanSheltonSN1987A历史上的超新星爆发时间(AD)光度极大星等发现者遗迹18661054超新星遗迹---蟹状星云(Crab)及其脉冲星(PSR0531)1054超新星遗迹---蟹状星云(Crab)67近代超新星研究的序幕1934年Baade&Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。恒星死亡超新星爆发中子星超新星爆发高能宇宙线的起源1942年Gamow利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩的可能性1960年丘宏义等人首先研究大质量恒星内正负电子对湮灭发射中微子对过程并提出它可能导致超新星爆发。这实际拉开了现代高能天体物理理论研究的序幕。1966年Colgate从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕近代超新星研究的序幕1934年Baade&Zwicky在68超新星分类分类：I型（Ia,Ib/Ic）—无H线；II型—有H线光变曲线不同超新星分类分类：I型（Ia,Ib/Ic）—无H线；II型—69SpectralTypeIbIcIIIa无氦光谱线明显的氦(吸收)光谱线无硅光谱线明显硅(Sinicon)(吸收)谱线无氢光谱线以氢光谱线为最强光谱物理机制吸积白矮星的热核爆炸大质量恒星演化终结时核心坍缩(在红巨星阶段通过强大的星风可能己经丧失它的止氢包层甚至氦包层)光变曲线单纯、线性下降L(线性下降)、P(呈现平台)、I(不规则)三类致密残骸无中子星(呈现为脉冲星)或者黑洞?Rate/h2SNu0.360.110.710.340.140.07ObservedTotal2000asoftoday(nowadays200/year)中微子发射100可见光能量不重要IaIbIcIISpectralTypeIbIcIIIa无氦光谱线明显的氦70两类超新星的主要特征超新星类型IaII极大光度3x109

L⊙3x108

L⊙光谱无氢光谱线;重元素光谱线很多;后期Fe线最强最强的是氢光谱线

前身星双星系统中的白矮星大质量恒星爆发原因伴星物质被致密白矮星吸积而流入白矮星大质量恒星的铁核心坍缩爆发物理机制吸积白矮星C/O核心的热核大爆炸转化为铁族元素从新生中子星表面向外行进的反弹激波:中微子压强残骸无致密残骸中子星超新星遗迹内的核产物主要是铁各种元素都有两类超新星的主要特征超新星类型IaII极大光度3x171大质量恒星热核演化结束硅燃烧阶段结束M≈(12-25)M⊙H-包层H-燃烧壳层He-燃烧壳层C-燃烧壳层Ne-燃烧壳层O-燃烧壳层Si-燃烧壳层Fe核心T(3-5)109K

3109K大质量恒星热核演化结束硅燃烧阶段结束H-包层H-燃烧壳层He72大质量恒星核心坍缩的主要原因电子俘获过程:引起超新星核心坍缩的关键过程QEC

(A,Z):

原子核(A,Z)电子俘获的能阈值大质量恒星核心坍缩的主要原因电子俘获过程:引起超新星核心73重要原子核电子俘获的密度阈值

表中EC过程的能阈值己扣除电子的静止能量重要原子核电子俘获的密度阈值

表中EC过程的能阈值己扣除电子74广义相对论引力坍缩的临界密度

c(GR)

同EC的比较:结论:引起SNII(SNIb、SNIc)核心坍缩的首要物理因素是电子俘获过程(EC)。引起吸积白矮星坍缩(它导致SNIa

爆发)的主要因素是广义相对论效应。(光子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素)导致超巨质量恒星坍缩的主要因素是电子对湮灭为中微子对过程e++e-+反广义相对论引力坍缩的临界密度

c(GR)同EC的75核心坍缩型超新星爆发机制内核心:同模坍缩Vrr(亚声速区)外核心:自由坍缩Vr~Vff/2M内核心~0.6M⊙内外核心交界面附近:Vr

~(1/8–1/4)c(光速)核心坍缩型超新星爆发机制内核心:同模坍缩76超新星的瞬时爆发机制(1)随着星体坍缩的进行，星体中心的密度迅速增长。一旦它达到原子核密度(2-4)nuc(nuc=2.81014g/cm3)

以上，核子的非相对论简并压强超过了电子的相对论简并压强，物质状态方程

P中的多方指数=5/3,变成了稳定的系统，不再坍缩。但由于惯性，直到中心密度达到

时，内核心的坍缩才完全中止。而内核心外围的物质却继续以超音速坍塌，它们猛烈地撞击在突然停止坍缩的坚硬的内核心上，因而在内核心外不远处立即产生一个很强的向外行进的反弹激波，其能量高达Eshock~1051-52ergs。超新星的瞬时爆发机制(1)随着星体坍缩的进行，星体中心的密度77这巨大的能量是由星体核心在坍缩过程中释放出的自引力势能转化而来的。激波波阵面后的温度上升到1011K以上，平均热运动能量高达10MeV,超过了56Fe平均每个核子的结合能(8.8MeV)。铁族元素的原子核很快地被热光子打碎:

这个光致裂变反应过程耗费反弹激波的能量为

M⊙(56F)这巨大的能量是由星体核心在坍缩过程中释放出的自引力势能转化而78如果则激波可以冲出外核心。而且当它完全摧毁外核心的全部铁核以后，初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即1049ergs),残留的激波就可以把整个星幔和大气抛向太空，形成超新星的爆发。上述图像就称为瞬时爆发机制。如果特则当上述反弹激波尚未穿透外核心之前，激波能量全部都消耗在铁核光致裂解的过程中。它不可能把星幔和大气层吹散。不会导致超新星的爆发。而且由于核心外围的星幔和大气继续问中心坠落，原来向外行进的反弹激波转变成为一个吸积驻激波。也就是说，这种情形下，瞬时爆发机制失败。结论:瞬时爆发机制能否成功的关键在于它的外(铁)核心的质量是否过大?迄今对所有合理的模型计算而言，瞬时爆发机制是不成功的((铁)核心的质量太大)。

如果则激波可以冲出外核心。而且当它完全摧毁外核心的全部铁核以79中微子延迟爆发机制为了解释瞬时爆发的困难，Wilson(Bowers,Wilson,1985)等人提出了中微子的延迟爆发机制。可以由下图加以说明：本图描述了反弹激波在停止后景象。为激波所在的位置，此处物质以的速度向下降落（速度接近自由落体）。物质经过激波的减速之后，以较为缓慢的速度经过加热和冷却区向新生中子星的表面运动。为中微子球半径新生中子星的半径。加热和冷却相平衡处的半径。而前中子星中的能量沉积来源于物质对于电子中微子的吸收。中微子延迟爆发机制为了解释瞬时爆发的困难，Wilson(Bo80超新星与中子星-南京大学天文与空间科学学院课件81中微子延迟爆发机制中两个尚未解决的关键问题1)

新生的高温中子星能否在非常短的时标内产生如此巨大的中微子流?产生如此强大的中微子流的具体物理过程是什么?(凝聚的中微子发射?核物质向(u,d)夸克物质的转化?均未成功)2)

即使在极短时标内出现了强大的中微子流，它们同物质相互作用究竟能否产生如此强大的向外冲压，导致超新星的爆发，而且爆发物质向外的初始速度高达104km/s左右，爆发总动能否达到1049erg?中微子延迟爆发机制中两个尚未解决的关键问题82我们的研究:巨大中微子流如何在瞬间产生?1995年，我们南京大学研究小组(DaiZ.PengQ.andLuT.ApJ.,1995,440:815)提出了由超新星坍缩核心形成的高温中子-质子星内相继出现的核物质-(u,d)两味夸克-(s,u,d)三味夸克的相变过程u+e-d+e,u+e-s+e,u+du+s将在短于1微秒的时标内产生大量中微子流，其平均能量为10MeV左右，总能量达以上。这种相变过程导致星体核心区出现负熵梯度引起内外物质的Schwarshild对流将使这强大中微子流向外输送,迅速抵达中微子球表面。我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟爆发机制。在我们的初步探讨中，我们用理想Fermi气体作为夸克系统的最简单模型。很快地，印度德里大学的一个研究小组在我们研究的基础上，进一步计入了夸克之间相互作用，发现中微子流量将更加增强1/4左右。目前这方面研究还在深入之中。我们的研究:巨大中微子流如何在瞬间产生?1995年，我们南83SNII仍然未解决的关健问题中微子流能否激活强大的向外激波?迄今仍然也是悬案。人们不仅考虑了己知各种粒子(e-,e+,p,n,,0，,以及16O等原子核)同中微子的相互作用，而且还探讨了在致密等离子体中，中微子振荡有可能引起这种相互作用的增强。但上述中微子流仍然无法产生如此强大的冲压。也就是说，即使中微子延迟爆发机制，迄今卜在理论上人们也仍然无法自洽地实现超新星的爆发(向外爆发总动能达到1049erg以上。SNII仍然未解决的关健问题中微子流能否激活强大的向外激波?84我们新近的探讨:电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量影响的研究同太阳内不同,超新星内电子俘获过程是当电子的Fermi能超过电子俘获的能阈值时，Fermi面附近的电子打入原子核而发生的。在这种情形下，电荷屏蔽效应从三方面对电子俘获过程有着重要影晌:1)降低入射电子的能量，2)使超过电子俘获能阈值的电子数目减少，3)等效於提高了电子俘获的能阈值。我们已经对这一问题进行过初步试探性研究(1996,2000,2003)。利用通常人们采用的等离子体强屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我们发现,在超新星内物质高密度环境下电荷屏蔽效应对

等少数几种原子核上电子俘获率的影响可达30-80%。最近，我们还对超新星内部电子俘获率最高的20个核素进行这种计算(由于不同原子核的结构大不相同，这种计算是相当麻烦的)。电荷屏蔽效应提高了电子俘获过程的有效能阈值，由此明显地提高了爆前超新星核心坍缩的临界密度阈数值，这必将导致实际坍缩(以铁为主要成份的)核心质量低于迄今国际上(未考虑电荷屏蔽效应)计算的数值。只要坍缩核心质量减少3-5%，至今仍然一筹莫展的超新星瞬时爆发机制有可能成功。但是，我们如果采用等离子体强屏蔽的Salpeter公式，则发现它只能使超新星坍缩核心的质量降低1%。

我们新近的探讨:电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量影85电荷屏蔽效应对56Ni、55Co电子俘获率的影响56Ni的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K，5*109K和109K的情形横坐标为物质质量密度(对数标,应为log())纵坐标为C=s/;为电子俘获率,上标s代表电荷屏蔽。55Co的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K,5*109K和3.24*109K的情形电荷屏蔽效应对56Ni、55Co电子俘获率的影响56Ni的86超新星爆发前夕主要核素的电子俘获率、s分别是未计及和考虑电荷屏蔽效应下的电子俘获率影响。这里的核素由于电荷屏蔽的影响俘获率要比原来下降10%-15%左右。(罗志全，彭秋和，1996)超新星爆发前夕主要核素的电子俘获率、s分别是未计及和87引起大质量恒星核心大规模坍缩的首要原因

电子丰度(Ye):平均每个核子占有的自由电子数中子剩余参量:(Nn-Np)/((Nn+Np)),=1-2YeMch=5.84Ye2

M⊙在硅燃烧开始后不久，星体核心内仍以对称核物质(56Ni)为主，中子剩余参量

0.001

或Ye

0.495。相应的Chandrasekhar极限质量为1.43M⊙.硅燃烧阶段时标是相当短的:最多为几天(有对流情形)或几个小时(无对流情形)。因此，只有在大量和快速的(原子核上)电子俘获过程之后，电子丰度Ye才会显著减少(或中子剩余参量明显增长)。电子简并气体中电子俘获一旦大量进行，星体核心将在动力学上变为不稳定，发生引力坍缩现象。即电子俘获过程是导致大质量恒星核心坍缩的第一位物理因素。引起大质量恒星核心大规模坍缩的首要原因88大质量恒星核心大规模坍缩开始时的临界点大质量恒星核心坍缩的临界点条件是:星体核心内原子核56Ni上电子俘获过程非常迅速，其特征时标短于流体动力学时标:

tEC(56Ni,r=Rc)<thydro(r=Rc)4.4610-1/2(Rc)ms(A)或tEC(56Ni,r=Rc)<ts(r=Rc)(声速)Rc,6Ye-2/39-1/6ms(B)

tEC(56Ni,r=Rc)=[EC(ne)]-1,ne=NAYe以前在计算电子俘获率EC时,并未考虑电荷屏蔽效应。当考虑电荷屏蔽效应后,ECsEC<EC,tsEC>tEC因此,满足条件(A)(或(B))的临界点处的密度值*要求更高,或只有在更高的密度(对应的Rc也更小)点以内的物质才会极迅速地向内坍缩。因而，由于电荷屏蔽效应的影响，坍缩核心质量必定小于原来未考虑电荷屏蔽效应时的数值。即Msc<Mc结论:考虑电荷屏蔽效应必定会使得超新星坍缩核心质量数值下降，有利于瞬时爆发机制。具体研究必须结合最新核物理研究进行数值模拟计算。大质量恒星核心大规模坍缩开始时的临界点大质量恒星核心坍缩的临89Ia型超新星爆发机制密近双星系统大质量吸积白矮星的质量增长达到Chandrasekhar临界质量(5.86Ye2M⊙

)时,广义相对论效应致使整个星体引力坍缩。急速坍缩过程中密度、温度迅速增长(但等离子体中微子发射过程延缓温度增长)。当达到爆炸性核燃烧条件时,立即点燃爆炸性C燃烧，核燃烧波迅速向外传播。从亚声速的爆燃波演变为超声速的爆轰波，爆炸性C燃烧则演变为爆炸性的(不完全)Si燃烧。它使得整个星体向外爆炸，几乎不遗留致密残骸。Ia型超新星爆发机制密近双星系统大质量吸积白矮星的质量增长达90SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和，Ia型超新星爆发理论I:主要观测特征及爆发机理天文学进展，16(1998)50彭秋和，Ia型超新星爆发理论II:理论研究中的重要疑难问题天文学进展，16(1998)60

彭秋和，演化和恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题的核物问题,物理学进展,21(2001)225-236一一SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和，Ia型超新星爆发理91SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和,恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题中的核物理问题,<物理学进展>,21(2001)225-236彭秋和，Ia型超新星爆发理论I:主要观测特征及爆发机理天文学进展，16(1998)50彭秋和，Ia型超新星爆发理论II:理论研究中的重要疑难问题天文学进展，16(1998)60SNIa理论中尚待研究的问题彭秋和,恒星演化和超新星爆92脉冲星---高速旋转的中子星(Pulsar—RapidlyRotatingNeutronStar)中子星概述：历史、现状脉冲星自转减慢：观测、理论、应用高速中子星：观测、统计模拟、理论脉冲星---高速旋转的中子星(Pulsar—Rapi93中子星的预言和脉冲星的发现1932年,Chadwick发现中子1932年,Landau预言中子星(卢瑟福回忆录)1934年Baade&Zwicky正式提出中子星观念,并且作了天才的预言恒星死亡超新星爆发中子星超新星爆发高能宇宙线的产生1967年Bell(导师Hewish)意外地发现射电脉冲星1968年Gold指出:脉冲星就是高速旋转的中子星1983年毫秒脉冲星(基本上都是双星系统内)的发现中子星的预言和脉冲星的发现1932年,Chadwick发现中94射电脉冲射电波段上发现观测到的脉冲很复杂(由于地球运动影响,脉冲到达时间上出现频率色散)各个单个脉冲彼此变化、不同。但多次射电脉冲平均后的脉冲轮廓非常稳定脉冲周期非常稳定(10-12)周期(P)Interpulse(中介脉冲)~P/10pulse射电脉冲射电波段上发现周期(P)Interpulse~P/195脉冲星—中子星的推断×星体脉动的白矮星(?)P>1s;Crab脉冲星:P=0.0334s高速旋转中子星?GMm/r2>mV2rot/r,Vrot=2r/P,M=(4/3)R3>(3)/(GP2),G=6.6710-8(cgs),PCrab~(1/30)s

>1.31011g/cm3(白矮星~106g/cm3)结论:脉冲星—高速旋转的中子星脉冲星—中子星的推断×星体脉动的白矮星(?)P>1s;96中子星(脉冲星)性质概要质量~(0.2-2.5)Msun

半径~(10-20)km自转周期P~1.5ms–8s(己发现的范围)表面磁场:大多数脉冲星:1010-1013Gauss磁星(?)1014-1015Gauss表面温度:105-106K—非脉冲(软)x射线热辐射脉冲星同超新星遗迹成协(?)发现10个脉冲星的空间运动速度:高速运动。大多数:V~(200–500)km/s;5个:V

>1000km/s中子星(脉冲星)性质概要质量~(0.2-2.5)Msun97中子星表面大气的标高与大气层厚度p=p0exp{-h/h0},h0=kT/mg

表面重力加速度:g=GM/R2~1014cm/s2表面温度T~106K,R~10kmM~Msun=2×1033克对氢原子mH=1.67×10-24克h0~1cm推论:中子星大气层厚度~10cm中子星表面大气的标高与大气层厚度p=p0exp{-h9894颗脉冲(单)星的空间速度V(km/s)脉冲星数所占百分比

100713/4

3003638%

5001415%

100055%94颗脉冲(单)星的空间速度V(km/s)99脉冲星的磁层脉冲星的磁层100光速园柱面开放磁力线辐射束r=c/B封闭磁层中子星M=1.4MSunR=10kmB=108to1013Gauss光速园柱面开放磁力线辐射束r=c/B封闭磁层中子星101正常射电脉冲星周期:十几毫秒到几秒。集中在：0.1s-1sCrab脉冲星(PSRB0531):P=0.0334sVela脉冲星(PSRB0833):P=0.0893s自转逐渐(稳定地)变慢(周期,Spindown)原因:(主要原因)旋转的脉冲星辐射消耗转动能或周围吸积的旋转物质同磁层相互作用脉冲星旋转角动量减少周期增长率典型值：dP/dt~10-15ss-1射电脉冲星Millisecond脉冲星(在密近双星系统中或位于球状星团内物质密集区内)P~几毫秒它们不是年轻脉冲星,而是一种再生(或再加速,Recycle)脉冲星:通过吸积它周围旋转物质而使脉冲星本身转动加快—螺旋桨机制周期变率典型值：dP/dt~10-20ss-1正常射电脉冲星射电脉冲星Millisecond脉冲星102年轻脉冲星的Glitch现象脉冲周期平稳地增长背景上偶然地脉冲周期会突然变短(周期变化幅度为10-6-10-10),随后较之前更迅速地变慢，持续直到恢复过去的周期增长率。这种现象称为Glitch现象。VelaPRS和CrabPSR,3-4年出现一次。后来陆续发现更多的脉冲星出现微Glitch现象(周期变短幅度低于10-12)glitchPtGlitch:脉冲周期突然变短现象年轻脉冲星的Glitch现象脉冲周期平稳地增长背景上偶然地脉103脉冲星的射电辐射机理中子星表面壳层的脱出功很高，使得其表面以外存在一个很薄的真空隙(gap)。随着脉冲星高速旋转,(通过单极感应)旋转磁场在中子星两磁极区诱导产生很强的电场(大致沿磁场方向)。在真空隙区内一旦出现电子或正电子(偶尔外来的高能光子在强磁场下就可以产生正、负电子对),这个强电场将使它们迅速加速到很高的能量(1014eV)。这些极端相对论性的正、负电子沿着极区(略微弯曲的)磁力线向外运动时将辐射能量亦很高的光子。在强磁场下这些光子(当它们同磁场斜交时)再次产生正、负电子对;在电场下它们再加速….。这种级联过程雪崩式地产生正、负电子对。在真空隙的上部大量高能正、负电子对沿着极区开放(有些弯曲)磁力线运动—曲率辐射产生了我们观测到的射电波段辐射而高能电子绕磁力线旋转的同步加速辐射产生光学和x-ray辐射(在光学园柱面附近)—RS(Ruderman-Sutherland)模型。只有当磁轴和旋转轴相互倾斜时，随着脉冲星的旋转,沿磁轴方向射出的射电波才会呈现出一个个脉冲形式—灯塔效应。脉冲星的射电辐射机理中子星表面壳层的脱出功很高，使得其表面104X-射线脉冲星与磁星除了射电脉冲外，Crab等少数几个脉冲星脉冲星在光学波段、X-ray或-ray也都呈现出(频率相同的)脉冲辐射。其他的脉冲星只有射电脉冲辐射。包含致密星的密近双星系统内光学主星的大气物质流向致密星时可能会伴随发射X射线脉冲辐射，称为X-射线脉冲星。HMXB(高质量x射线双星系统,约150多个)己发现50多颗X-射线脉冲星;LMXB(低质量x射线双星系统,也有150多个)只发现四、五个X-射线脉冲星,而且它们的磁场非常弱，低于1010GaussSNR(超新星遗迹)内的一类射电宁静的X射线点源中有的已探测到X射线脉冲AXPs(反常X射线脉冲星)SGRs(软重复爆)周期（5-12s）,dP/dt~10-11ss-1(典型值)在AXPs和SGRs中(迄今发现总数量已超过10个),磁场非常强，B~(1014-1015)Gauss称为磁星(Magnitar)X-射线脉冲星与磁星除了射电脉冲外，Crab等少数几个脉冲星105高质量X-ray双星(HMXB)吸积物质提供者是早型(O,B)星,M>10M⊙

(主星)150多个HMXB中己发现50多个x-ray脉冲星(其中光学主星多数为Be星)高质量X-ray双星(HMXB)吸积物质提供者是早型(O,106低质量X-ray双星(LMXB)中子星(主星)充分演化的红矮星(辅星)M<1.2M⊙吸积盘Roche点150多个LMXB中只发现5多个x-ray脉冲星。一般认为它们可能产生x-ray暴。例EXO0748-676低质量X-ray双星(LMXB)中子星(主星)充分演化的吸107EXO0748-676星周物质X-ray暴的源EXO0748-676星周物质X-ray暴的源108X射线双星X-ray双星X-ray脉冲星周期为1-1000s的规则脉冲星X-ray暴FrequentOutburstsof10-100sduration

withlower,persistentX-rayfluxinbetweenI型X射线暴Burstenergyproportional

todurationofpreceeding

inactivi