磁星及其活动性的物理本质

磁星及其活动性的物理本质第一页，共二十八页，编辑于2023年，星期一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(1014-1015gauss)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。第二页，共二十八页，编辑于2023年，星期一我们计算发现:中子星观测到的1011-1013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-hePengandHaoTong,2007,ThePhysicsofStrongmagneticfieldsinneutronstars,Mon.Not.R.Astron.Soc.378,159-162(2007)第三页，共二十八页，编辑于2023年，星期一磁星超强磁场的物理本质?己经提出的模型:Ferrario&Wickrammasinghe(2005)suggestthattheextra-strongmagneticfieldofthemagnetarsisdescendedfromtheirstellarprogenitorwithhighmagneticfieldcore.Iwazaki(2005)proposedthehugemagneticfieldofthemagnetarsissomecolorferromagnetismofquarkmatter.Vink&Kuiper(2006)suggestthatthemagnetarsoriginatefromrapidratatingproto-neutronstars.

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。第四页，共二十八页，编辑于2023年，星期一3P2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:

μB=2μn=1.9×10-23ergs/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。

第五页，共二十八页，编辑于2023年，星期一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)为布里渊函数第六页，共二十八页，编辑于2023年，星期一处于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3P2Cooper对。它占中子总数的百分比为:EF(n)~60MeV,(3P2(n))~0.05MeV,q~8.7%

处于3P2Copper对状态的中子总数目为:第七页，共二十八页，编辑于2023年，星期一3P2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)第八页，共二十八页，编辑于2023年，星期一3PF2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:第九页，共二十八页，编辑于2023年，星期一Bin-T曲线(取η=1)(未考虑相互作用)第十页，共二十八页，编辑于2023年，星期一物理图象当中子星内部冷却到3P2超流体的相变温度Tλ=2.8×108K以后,发生相变:正常Fermi状态

3P2中子超流状态。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ΔN1)。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%)。第十一页，共二十八页，编辑于2023年，星期一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3P2Copper对数量迅速(指数)增长。当温度下降到T7<2η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3P2Copper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/cm3)<5.21014)外侧邻近部分区域物质温度下降到相应的相变温度时，该区域物质

正常Fermi状态

3P2

中子超流状态,因而3P2

中子超流体区域扩大，中子星内3P2

中子Cooper对的总磁矩会不断地缓慢(几乎连续)增长。它产生的诱导磁场也逐渐增长。结论:它将朝着磁星方向演化。

第十二页，共二十八页，编辑于2023年，星期一3P2中子能隙图(Elgagøyetal.1996,PRL,77,1428-1431)第十三页，共二十八页，编辑于2023年，星期一磁星的活动性第十四页，共二十八页，编辑于2023年，星期一第十五页，共二十八页，编辑于2023年，星期一UndertheultrastrongmagneticfieldTheLandauenergylevelisquantizedwhenBBcr

(Bcr=4.4141013gauss)n:quantumnumberoftheLandauenergylevel

n=0,1,2,3……Landaucolumnppz第十六页，共二十八页，编辑于2023年，星期一第十七页，共二十八页，编辑于2023年，星期一Theoverwhelmingmajorityofneutronscongregatesinthelowestlevelsn=0orn=1,WhenTheLandaucolumnisaverylongcylinderalongthemagneticfiled,butitisverynarrow.Theradiusofitscrosssectionisp.ppz第十八页，共二十八页，编辑于2023年，星期一总的能级占有状态数第十九页，共二十八页，编辑于2023年，星期一第二十页，共二十八页，编辑于2023年，星期一超强磁场下的电子Fermi能第二十一页，共二十八页，编辑于2023年，星期一B

(1014Gauss)

b

EF

(MeV)1.02.41549.863.07.24665.635.012.07774.5710.024.15588.6815.036.23298.1420.048.309105.45第二十二页，共二十八页，编辑于2023年，星期一基本观念当电子的Fermi能明显超过中子的Fermi能(EF>60MeV)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3P2Cooper对的中子相互作用,拆散Cooper对。这导致3P2Cooper对产生的诱导磁场消失。第二十三页，共二十八页，编辑于2023年，星期一3P2Cooper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3P2Cooper

对都被上述过程拆散时，总共释放的热能总量为第二十四页，共二十八页，编辑于2023年，星期一磁星的活动性持续时间AXPs的x–光度可维持~107-108yr第二十五页，共二十八页，编辑于2023年，星期一PhaseOscillationAfterwards,Revivetothepreviousstatejustbeforeformationofthe3P2neutronsuperfluid.PhaseOscillation.第二十六页，共二十八页，编辑于2023年，星期一Questions?Detailprocess:TherateoftheprocessTimescale??2.Whatisthereal