恒星致密星课件

太阳和恒星的生命史

—超新星、中子星与黑洞彭秋和(南京大学天文系)恒星的

热核演化史引言:太阳的能源R地球

6370公里<>~1.4g/cm3

太阳状况Tc≈(1.4-1.5)×107Kρc≈(50-100)g/cm3H:X≈0.68He:Y≈0.30Z≈0.02(C、N、O以上重元素)太阳能源从很远处看,太阳是一个黄色的矮星太阳中心区域内持续不断的热核燃烧。

41H

4He由Einstein的质量-能量关系式E=Mc2ΔMc2={4M(1H)–M(4He)}c2

=26.73MeV同时释放26.73MeV的能量。(续)太阳内部每秒钟都有7,750万吨的氢在这种热核爆炸过程中转化为氦,正是由于这种热核燃烧维持着太阳巨大的光度。太阳内部这种热核燃烧已经持续了45亿年。估计它还可以这样稳定地再燃烧50亿年左右。在恒星世界中太阳是一个普通的恒星。恒星内部热核燃烧与演化一颗恒星的演化史本质上就是它内部核心区域的热核(燃烧)演化史。大质量恒星演化进程将先后经历一系列热核燃烧阶段:H燃烧(稳定核燃烧,主序星):

核合成主要结果:41H

4He

1.PP反应链----Tc<1.6107K

小质量恒星

<1.1M⊙

对太阳(⊙),稳定燃烧100亿年

A.

太阳内部主要热核反应:

PP链

—

强大的中微子源pp链:氢(质子)合成氦(α粒子)—小质量(M<1.1M⊙)主序星的氢燃烧(pp-ν)99.75%0.25%14%86%0.15%99.85%太阳——强大的中微子源源反应

简称

中微子能量E(MeV)性质极大能量平均能量

中微子流量(理论)

(在地球处每秒穿过1米2

面积的太阳中微子数目)

1H+1H2D+e++e低能

(pp)中微子

连续0.4200.2657Be+e-

7Li+e

中能

(7Be)中微子

分立0.86(90%)0.38(10%)8B8Be+e++e

高能

(8B)中微子

连续147.2

从太阳发射出来的中微子主要是低能中微子。中能中微子的流量只占低能中微子流量的1/20。高能中微子流量只有低能中微子流量的三十万分之一。中微子流量理论预言取自文献:J.Bahcall,ApJ,2001,555,990-1012。太阳中微子能谱Davis中微子探测实验由于中微子能谱差异及某些技术原因，按照上述方法,Davis于1954年未能探测到太阳中微子流。早在中微子尚未被实验证实之前的1946年,意大利物理学家B.Pontecorvo就提出了利用一种“氯探测器”来探测太阳中微子的建议。1958-1968年间，在美国南达科他州Homestake这个地点的地下废矿井中,采用455m3的C2Cl4作为探测材料,Davis利用放射性化学方法建立了一个大型的中微子探测器—氯探测器。Davis中微子探测实验氯探测器的能阈值为0.814MeV。太阳出射中微子流的93%是低能中微子(pp-ν)流,但是它们的能量却远低于这个能阈值，它们不能引起探测器的反应。从太阳射出的具有能量为0.86MeV的中能中微子(7Be-ν)(约占太阳中微子总流量的7%)的能量刚好超过这个能阈值，氯探测器虽然可以探测它们，但是灵敏度并不高。来自太阳的高能中微子(8B)虽只占太阳中微子总流量的0.01%,但是它们在氯探测器上引起反应的灵敏度最高。氯探测器无法探测太阳的低能中微子，它探测到的只是太阳的7Be(中能)微子和8B(高能)中微子。探测结果—太阳中微子失踪案太阳中微子单位:1SNU=1事例/(秒,1036靶原子)。理论预言:太阳中微子事件数为(7.92.6)SNU。1968年公布的实测结果仅有理论值的1/3。2/3太阳中微子“失踪”了??为了进一步探测太阳低能中微子流,人们很快地提出了类似的放射性化学方法—利用Ga探测器来探测太阳低能中微子(能阈值:0.233MeV):GALLEX装置(欧美合作)、

SAGE装置(美苏合作)、

GNO装置(美国、加拿大合作)

Kamiokande(神冈)与Super-Kamiokande(超神冈)

水切仑柯夫(中微子)探测器原理:能量较高的中微子或反中微子同物质中的电子相碰撞发生弹性散射时，会把很高的动能传递给电子，电子因此沿着中微子入射方向高速运动，其速度超过物质中的光速(低于真空中的光速)

超过介质中光速的电子会发一种微弱的闪光，称为切仑柯夫辐射。只要探测这种切仑柯夫辐射，就确切地可以判断中微子事件的发生。在很大容器中灌满纯水作为这种背景物质,其中安置许多特制的闪烁器可以探测和记录这个快速反弹电子发出的切仑柯夫辐射。利用中微子与电子弹性散射而建造的实验至少有两个优点:1)由反弹电子运动方向可以确定入射高能中微子的方向。

2)由反弹电子的能谱(具有一定能量的电子数目随能量的变化曲线)可以确定入射高能中微子的能谱。

1987年2月日本的神冈，美国IMB(一个科学研究合作组的简称)

的这种水切仑柯夫中微子探测器几乎同时曾记录了太空中一颗超新星爆发时伴随的强大中微子暴的中微子流。实时太阳中微子探测器

KamiokandeandSuper-Kamiokande（轻水探测器）SudburyNeutrinoObservatory（重水探测器）Kamiokande探测器：在地面1000米下，以1000吨纯水探测材料来探测中微子（含大气中微子）。阈值7

MeV，可以探测8B和3Hep中微子。弹性散射有很强的方向性，因此可以指出中微子源的方向。探测结果：

8B中微子流量:2.8

±0.19(stat)±0.33(syst)×10+6cm-2

s-1,明显低于理论预言值:

5.05

×10+6cm-2

s-1.Super-Kamiokande

50,000ton水Cherenkov

探测器(22.5)kton

fiducialvolume),阈值5MeV４１．４ｍ４０ｍ探测结果：2.35

±0.02(stat)±0.08(syst)×10+6cm-2

s-1.各种探测器太阳中微子探测结果0.35±0.03SNO(首次测定)D2O0.58±0.07GALLEX+GNO0.59±0.07SAGEGa0.55±0.08Kamiokande0.48±0.02Super-KH2O0.33±0.06HomestakeClDATA/SSM实验靶这就是2002年以前三十多年间国际科学界著名的太阳中微子失踪案的唯一但可靠的实验依据。这个结果立即震惊了全世界。为此,Davis分享了2002年诺贝尔物理学奖。中微子模型中微子理论的标准模型:中微子的质量为零，以光速运动。存在着３种不同类型(即３种味)的中微子:电子中微子(νe)、μ中微子(νμ)和τ中微子(ντ)，它们之间彼此不相关，分别只同电子、μ轻子和τ轻子密切相关非标准理论:

早在Davis准备筹建Homestake的太阳中微子探测器的1958年，Pontecorvo就曾猜测过中微子同反中微子之间出现互相转化的可能性（现在看来，这种猜想不正确）。1962年，日本一个研究小组提出e中微子同μ中微子之间存在着互相转换的可能性。中微子振荡理论正当Davis等人公布首批氯探测器探测结果的1968年，Pontecorvo也就提出了这３种味的中微子很有可能互相来回地转化，称为“中微子振荡”。在太阳内部的热核燃烧过程中产生的中微子都是νe

。但在从太阳到地球漫长的飞行过程中，νe、νμ、ντ三者互相来回转化，其典型距离可能只有10m左右。因此，从太阳内部热核反应产生的电子中微子在飞行目地空间距离（1.5×108km）之后，当它们到达地球上的中微子探测器时，平均而言，大约这３味中微子的数量各占1/3。前面介绍的所有建立在放射性化学方法基础上的（氯、镓）中微子探测器探测的都仅仅只是νe

，因而它们的实测流量当然只有太阳内部发出时的νe

流量的1/3。关健性实验—太阳中微子探测站(SNO)

在加拿大安大略湖畔Sudbury市于2001年开始启动的中微子探测站(简称为SNO):中微子诱导核反应

νe+2D→p+p+e-(只对νe

有效;能阈值>1MeV)

只对8B高能中微子起反应结合日本的超神冈切仑柯夫水探测器

(ν+e-→ν+e-弹性散射,能阈值

>3MeV);

只对8B高能中微子起反应,

但是对νe、νμ、ντ

三种中微子都有效。SNO测量太阳

8B中微子的工作原理探测结果:×10+6cm-2s-1测得的电子中微子、μ中微子、τ中微子流量为×10+6cm-2s-1计入了中性流弱作用之后，SNO测量的8B中微子总流量同标准模型的预言值5.05±1.0

×106cm-2s-1

非常一致Ahmadetal.Phys.Rev.Lett.89(2002)011302结论对8B高能中微子的强有力的探测实验至少表明了:电子型的高能8B中微子在穿越太阳内部物质和日地空间的飞行过程中确实有2/3转化为μ中微子或τ中微子。即中微子振荡现象确实存在。B.

中、大质量恒星

主要的核燃烧CNO循环(Tc>2107K中，大质量恒星的氢燃烧)

20Na

0.446sNe-Na循环

(p,)

18Ne

19Ne

20Ne(p,)

1.675s

17.3s

+17F18F19F64.5s109.8m14O15O16O 17O18O70.6s122s

13N14N15NAZ稳定核素

9.96m

AY放射性核素

1/2

12C13C4He+4He8Be+8Be+4He12C+8Be是非常不稳定的同位素，分裂成两个4He的时标仅为10-12s。但它在分裂前有一定概率再吸收一个粒子而转变为12C—3反应氦燃烧(红巨星)

—T>108K点燃核燃烧的临界(极小)质量热核燃烧点火条件星体中心温度核燃烧的点火温度热核燃烧的点火温度是由核物理的微观性质来决定的，它可以从入射核的热运动能(考虑隧道效应)大约等于库仑位垒高度的(5-10)%来估算恒星的中心温度则是由恒星整体的宏观性质决定的。一般来说，质量愈大的恒星，其中心温度愈高。续对处于稳定氢燃烧阶段的主序星，其中心温度和密度同恒星质量的关系分别为太阳:质量很大的主序星例Wolf-Rayet

星，M⊙推论:只有当恒星质量大於某一确定值时它才可能点燃相应的热核燃烧。随着参与反应的原子核的核电荷增长,其间库仑位垒迅速增加，上式中的也随之增加。因而，质量不太大的恒星内部只能点燃某些轻核的热核反应而不能点燃较重原子核的核燃烧。也就是说，它们的核燃烧是不完全的。核燃烧的密度条件热核燃烧尚未开始或熄灭时，星体核心收缩，Tc↗，同时ρc↗,

能否达到Tc≧Tnuc条件。取决于星体核心是否以能够继续收缩。星体核心继续收缩条件：ρc≦ρD

ρD：电子简并密度（固体状态）若ρc>>ρD.电子气体的Fermi(量子)简并压强非常强大,足以抗阻引力收缩,星体不再收缩,Tc不再升高(需考虑中微子发射),(强简并条件),质量小的恒星(主序时ρc高),容易达到这一条件这时恒星核心停止热核演化。结局：白矮星+行星状星电子简并压强在星体热核演化的重要作用若ρC

ρD，弱(电子)简并状态,P～Pe与T无关，但Pe不够强大，星体核心仍会收缩，

TC↗Tnuc

核燃烧简并物质内核燃烧是完全不稳定的

——失控热核反应(局部爆炸性核燃烧)。BrownStars

和耀星在原始恒星中,小质量恒星的中心密度较高。随着形成恒星的星云引力收缩,原始恒星中心温度不断上升的同时，其中心密度也随着进一步增加。所以，对于质量太小的恒星(例如，当恒星质量低于0.07M⊙时)，当它们的中心温度尚未上升到氢燃烧的点火温度(107K)时,其物质密度也因星体收缩而远远超过了电子简并条件的密度值此后星体内电子简并压强已足以抗拒星体自引力的压缩，恒星不再收缩，其中温度也不会再升高。因而其中心温度始终低于氢燃烧的点火温度。这些恒星内部也不能点燃前述能源序列中的任何核燃烧。这些恒星的光度远远低于以核燃烧为其能源的主序星的光度，这类光度很低的恒星称为褐矮星(BrownStar)。在原始小质量恒星收缩过程中，如果其中心温度达到H燃烧大规模进行的点火温度附近时，正好物质密度也接近或达到上述简并密度，则由于简并物质中的热核燃烧是不稳定的，它将导致局部爆炸性的H燃烧。不过，它并不会导致整个星体爆炸。近年来在天文观测上发现某些低光度恒星亮度出现短暂的闪亮，人们认为它正是这种正在形成的小质量恒星在弱(电子)简并状态下氢燃烧开始点火时出现的氢闪现象,称为耀星。核心He燃烧的点燃氦燃烧(3反应)的点火温度为108K。当恒星核心区氢燃烧熄灭后，无核能源，星体核心开始收缩，只有当中心温度上升到108K以上，才能点燃氦燃烧。但是,在主序阶段低质量恒星的中心密度高于大质量星的密度。经历收缩之后，当中心温度到达108K时，不同质量的恒星,中心密度分别为ｍ<0.5ｍ⊙的恒星:当它们的中心温度尚未到达108K时,c>>D(强简并状态)。

核心不能继续收缩升温,不能点燃氦燃烧。ｍ>0.5ｍ⊙的恒星,核心可以点燃氦燃烧0.5ｍ⊙＜ｍ＜2.2ｍ⊙,

当它们的中心温度上升到108K时,cD(弱简并状态)。经历(局部)爆炸性氦燃烧——

He-闪ｍ>2.2ｍ⊙当它们的中心温度上升到108K时,c<<D

星体核心密度处于非简并状态,平稳地点燃氦燃烧105g/cm3,10-6g/cm3红巨星的结构当核心温度逐渐升到108K，三alpha反应可以进行，则进入另一个演化阶段---红巨星阶段。中、小质量恒星的演化图象H-燃烧

红巨星He-燃烧主序星C-O核心

He-燃烧壳层

H-燃烧壳层白矮星1324SpirographnebulaRingNebulaCat’sEyeNebulaAGB星氦燃烧以后恒星内部的核燃烧

碳燃烧:12C+12C氖燃烧:光致碎裂反应导致元素重新组合氧燃烧:16O+16O硅燃烧(硅熔化):光致碎裂反应导致元素重新组合

铁族元素的核合成它们基本上都是由放热核反应组成，作为恒星强大辐射的能源。中小质量恒星的氦闪和碳闪m≦0.07m⊙,不能点燃H-燃烧,

褐矮星(Browndwarf)0.07m⊙＜m≦0.5m⊙,不能点燃He-燃烧,

He-白矮星+行星状星云0.5ｍ⊙＜ｍ＜2.2ｍ⊙,经历He-闪(太阳不可避免!!)2.2ｍ⊙＜ｍ＜(5-6)ｍ⊙，不经历He一闪

(ρc＜ρD)，平稳He一燃烧不能点燃C一燃烧

C-O白矮星+行星状星云(已发现几十万)

(5-6)ｍ⊙＜ｍ＜(8-9)ｍ⊙，将出现失控C一燃烧爆炸性C一燃烧m>8m⊙点燃平稳C-燃烧超新星AGB星M<8M⊙H-包层H-燃烧壳层He-燃烧壳层C-O核心(电子简并)在He燃烧壳层内慢中子俘获过程核合成(比铁还重)重元素很薄的H、He壳层燃烧在热力学上是不稳定的，导致热脉冲40白矮星的形成当初始质量小于

8M⊙的恒星演化到红巨星时候，会形成AGB星(具有C、O(电子)简并核心和非常薄的He、H

燃烧壳层(热力学上不稳定),历经若干次热脉冲(对M<3M⊙恒星,热脉冲周期为几十万年;对M>5M⊙恒星,热脉冲周期为几十万年)在最后三次热脉冲，其包层被抛射出去形成行星状星云，而其核心就形成碳、氧白矮星。41C,O,SietcHe燃烧(红巨星)主序星氢燃烧氘核燃烧不同质量恒星的演化0.080.584010710810910101011褐矮星C/O白矮星He白矮星中子星黑洞M/

M⊙Time/yr超新星爆发0.01?恒星

赫罗图上

的演化恒星在赫罗图上的分布特征主序星白矮星红巨星蓝超巨星太阳附近：90%主序星

9%白矮星

1%红巨星主序后恒星的演化M>8MM<4M相继点燃较重核素的核反应形成C,O核心后,核聚变终止核聚变过程继续进行，最后形成Fe核心超新星0恒星在赫罗图上的演化

恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态（流体静力学平衡和热平衡）。当恒星无法产生足够多的能量时，它们就无法维持热平衡和流体静力学平衡，于是开始演化。恒星演化通常要经历：核心氢燃烧的主序星阶段(MainSequence

)核心氢燃烧枯竭后的红巨星阶段(RedGiantBranch

)核心氦燃烧枯竭后的渐进巨星支阶段(AsymptoticGiantBranch)热脉冲形成行星状星云和白矮星；或者进入碳主序大质量恒星形成洋葱结构经历氦闪或不经历氦闪进入核心氦燃烧的水平支阶段(HecoreflashandHorizontalBranch)质量越大的恒星寿命越短，越早脱离主序。赫罗图脱离主序的位置对应星团的年龄。M/M⊙最后归宿质量非常小恒星<0.07无核燃烧;引力收缩,引力势能转化为辐射能以红外辐射和红光为主(褐矮星)中小质量恒星0.07—8经历H、He燃烧恒星会经历急剧膨胀和热脉冲白矮星+行星状星云大质量恒星8—25经历H,He,C,Ne,O,Si

等各燃烧阶段超新星爆发中子星(脉冲星)+超新星遗迹质量非常大恒星>30经历H,He,C,Ne,O,Si

等各燃烧阶段超新星爆发黑洞?不同质量恒星的演化和归宿II.致密星白矮星中子星黑洞51DistinguishingTraitsofCompactObjectsObjectMassa(M)Radiusb(R)MeanDensity(gcm-3)SurfacePotential(GM/Rc2)SunM⊙R⊙110-6WhiteDwarf

M⊙~10-2

R⊙

107~10-4NeutronStar~1-3M⊙~10-5

R⊙

1015~10-1BlackholeArbitrary2GM/c2~M/R3~1

aM⊙=1.989x1033gbR⊙=6.9599x1010cm如何判断一个的天体是否需考虑广义相对论修正？白矮星质量M~0.2-1.1M⊙（平均~0.6M⊙）半径R~5×108-109cm密度ρ~105-107gcm-3物质成分与结构:C-O–Ne-Mg-Si…

晶体(例:金刚石、宝石)表面温度~1104K内部温度~106K自转周期P≥10sec无核燃烧

例:天狼星(夜天空中最明亮的恒星)的伴星

53天狼星Sirius:TheDogStarThoughitisnotevenclosetobeingthecloseststartoEarth(8.6lightyears),Siriusdoeshavethegreatestapparentmagnitudenexttothesun(-1.45m).

天狼星（Sirius）双星，轨道运动a=20AU Porb=50yr →M1

(massofSiriusA)=2.15M⊙M2(massofSiriusB)=1.05M⊙54SiriusinopticalandX-raySiriusisaround8.6lightyearsfromtheEarth.天狼A：mv

=－1.45m，Mv=1.4m

天狼B：mv

=8.68m，Mv=11.6mSiriusB

Teff

=2.6×104K →R≈5×108cm →ρ=3.8×106gcm-3天狼星Sirius:TheDogStarM2(massofSiriusB)=1.05M⊙SiriusBMass1.034M⊙Radius5846kmTemperature24,790KLuminosity1/425L⊙Surfacegravity3108

g⊙What’skeepingitfromcollapse?55

白矮星的基本特征在H-R图中白矮星位于主序带的左下方。Whitedwarfsareveryhotandhaveaverysmallsize.球状星团M4中的白矮星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(英国剑桥大学女研究生)Jocelyn

Bell(导师A.Hewish)意外地发现射电脉冲星脉冲星-高速旋转的中子星迄今己发现1800多颗射电脉冲星，其中，只有8颗脉冲星同时具有光学、

X-ray和-ray脉冲，其脉冲周期与射电脉冲相同。所有这些脉冲星都是高速旋律的中子星(Goldrich,1968)。射电脉冲星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(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,使脉冲星旋转角动量减少。周期增长率典型值：dP/dt~10-15ss-1毫秒脉冲星(Millisecond)(1983年发现)(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毫秒脉冲星的典型性质:弱磁场(<1010Gauss)未探测到Glitch现象空间运动速度不高(V<100km/s)光速园柱面开放磁力线辐射束r=c/ΩB封闭磁层中子星M=1.4MSunR=10kmB=108to1013GaussΩ中子星(脉冲星)性质概要质量

~(0.2-2.5)M⊙

半径

~(10-20)km自转周期

P~1.5ms–8s(己发现的范围)中子星大气层厚度

~10cm表面磁场:1010-1013Gauss(绝大多数脉冲星)(?)磁星

1014-1015Gauss;活动性:AXP(Lx~1034-1036ergs/s);SGRB(???)表面温度:105-106K—非脉冲(软)x射线热辐射;磁星:T表面>107K(?)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

通常恒星(包括产生中子星的前身星):20-50km/s年轻脉冲星的Glitch现象:

(非常规则缓慢增长的)脉冲周期

(P)突然变短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。

(至2005年底)已发现约72个脉冲星出现Glitch现象(共约189次),至少有8个脉冲星的Glitch幅度超过1.0×10-6。PRSVela:36年出现11次Glitch,其中9次Glitch的幅度超过1.0×10-6;PSRCrab:36年出现19次Glitch,幅度超过1.0×10-6的仅1次;PSR1737-30呈现9次Glitch,它的最大幅度仅达到0.7×10-6。此外，还发现更多脉冲星呈现微Glitch现象(周期变短幅度低于10-12)glitchPtAfterGlitch(Lyneet.al.,2000)图上Glitch脉冲星的分布图中菱形的高度表征脉冲星Glitch的菱形的宽度表征脉冲星Glitch出现的次数(频繁)在B–τc

图上Glitch脉冲星的分布B:磁场强度

脉冲星的特征年龄脉冲星Glitch的跃变振幅vs.脉冲星周期

(Lyne,1995)

“Sometimesapulsar”(2005年8月新疆“2005年喀拉斯湖国际脉冲星学术讨论会”)JodrellBank的76m射电望远镜对己知的脉冲星进行定时观测(Timingprograms),发现了“Sometimespulsar”现象:PSRB1931+24:P=813ms=8×10-15。Switches‘off’for~30days;Switches‘on’for~3-10days.Timescale<10s.‘Off’for~80-90%time.准周期~40daysParkes

Multibeam

脉冲星巡天观测发现750个新脉冲星,其中3个为“sometimes”脉冲星。PSRJ1107-5907:P==253ms,PSRJ1717-4054:‘on’<20%time,还没有发现周期性。PSRJ1634-5107:准周期~10daysRRATsRRATs(RotatingRadioTransients):McLaughlinetal.(2006)发现了11个RRATs

天体:特征为持续2-30ms的射电辐射爆发(并没有呈现接连两次以上的射电脉冲辐射)。爆发之间的平均时间间隔为4分钟–3小时。长期(3-4个月)的监测，己经确认其中10个RRAT源具有旋转周期P=(0.4-7)sec,其中5个RRAT的P>4sec。有3个RRAT测定了dP/dt。B2

P(dP/dt)J1819-1458:

5×1013G

(强磁场不利于张冰(2006)模型)forJ1913+1333:2.7×1012GforJ1317-5759:5.8×1012G这些RRATs

没有glitch

可能是距离非常遥远的具有巨脉冲的脉冲星。“缺脉冲”现象至今在对(70多个)脉冲星的观测中人们发现,在它们连续不断地发射射电脉冲的过程中，偶尔会暂时中断射电脉冲的发射，即“缺脉冲”现象(null)。缺脉冲现象不断地重复，但是并无严格的周期。持续缺脉冲的时间一般远短于持续射电脉冲发射时间,仅占后者的1%-20%。例如,PSRB0809+74(P=1.29s,dP/dt=1.68×10-16ss-1),它的缺脉冲时间只占1.4%。脉冲星的“死亡线”:

B12<0.2P2

在(P,dP/dt)图上,这些“缺脉冲”的脉冲星位置都位于右下方。如果中子星的磁场低于脉冲星磁场的“死亡线”

,它就不会发出射电辐射，不再呈现为射电脉冲星)。通常利用在这条“死亡线”附近弱磁场下等离子体射电脉冲辐射的特殊性质试图来解释这种“缺脉冲”现象。但迄今仍未解决。缺脉冲现象缓慢Glitch现象王娜等人(2005):发现有一颗脉冲星出现Glitch现象，但周期“突变”时标明显长于几天。I.研究背景核心(1km)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)10141011107内壳超富中子核、晶体、自由电子外壳(重金属晶体)夸克物质???5×1014104中子星内部结构:

中子超流涡旋运动电子气体为超相对论简并(非超导)中子(质子)气体为非相对论简并1S0

与3PF2

中子超流体

1S0中子超流涡旋1S0

中子Cooper对:自旋=0,各向同性

1S0

中子能隙

:△(1S0)≥0,1011<ρ(g/cm3)<1.4×1014△(1S0)≥2MeV7×1012<ρ(g/cm3)<5×10133PF2中子超流涡旋(3PF2中子Cooper对:自旋=1,各向异性,

具有(反常)磁矩~10-23c.g.s.)3PF2中子能隙

:△

n(3PF2){△

n(3PF2)}max～0.05MeV(3.31014<(g/cm3)<5.21014)脉冲星辐射的磁偶极模型(标准模型,1969

)辐射功率自转能减慢磁场特征年龄,

脉冲星自转减慢机制（现有理论）磁偶极模型(标准模型,1968)超流涡旋的中微子辐射

(Peng,Huang2,1982)(混杂模型)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Malov统计(2001,AstronomyReports,Vol.45,389)

И.Φ.MaЛОВ,<PAДИОПУЛЬСАРЫ>,2004,(p.83)

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&Huang1980;Peng,Huang&Huang,1982;Huang,Lingenfelter,PengandHuang,1982我们感兴趣的脉冲星重要疑难问题1.脉冲星的自转减慢机制?(1980-1982)Δ2.脉冲星的