磁星及其活动性的物理本质—核物理与凝聚态物理的应用..ppt

磁星及其活动性的物理本质—核物理与凝聚态物理的应用 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: 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。 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-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。 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 = 2 μn= 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。 顺磁方向与逆磁方向排列的3P2Cooper对数目差 处于3P2 中子Copper 对的中子数所占的百分比 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 3PF2 中子超流体的总的诱导磁场 : Bin- T 曲线(取η=1)(未考虑相互作用) 物理图象 中子星磁场的增长 3P2中子能隙图(Elgag?y et al.1996, PRL, 77, 1428-1431) 磁星的活动性 Under the ultra strong magnetic field The Landau energy level is quantized when B ? Bcr ( Bcr =4.414?1013 gauss) The overwhelming majority of neutrons congregates in the lowest levels n=0 or n=1, When 总的能级占有状态数 超强磁场下的电子Fermi能 基本观念 当电子的Fermi能明显超过中子的Fermi能 (EF60 MeV)时, Fermi面附近的电子就会同质子结合成中子: 3P2 Cooper 对崩溃瓦解后, 平均每个出射中子的能量为 磁星的活动性持续时间 AXPs 的 x – 光度 Phase Oscillation Afterwards, Questions? Detail process: The rate of the process 谢谢大家 * 彭秋和 (南京大学天文系) 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。 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) 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 (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