中子星磁场—高度相对论简并电子气体的Pauli顺磁磁化.pptVIP

中子星强磁场的物理本质—超相对论强简并电子气体Pauli顺磁现象 中子星(脉冲星)性质概要 问题 通常认为: 中子星强磁场起源于超新星核心坍缩(磁通量守恒)而形成。 但是: 我们最近的探讨工作 强简并的Fermi气体Pauli顺磁(诱导)磁矩 对于位于Fermi海深处的Fermi子系统而言, 每个动量状态有 两个粒子。它们的自旋为 统计物理方法 在外加磁场下,Fermi系统的Pauli顺磁磁矩可以从热力学关系式推求 lnΞ的计算 无论对电子气体，或中子气体，都有μ0B EF, 可以将lnΞ中的 续 上述展开式的第二项对自旋?(=-1/2, +1/2)求和为零，而第一、三项 对?求和则简单乘以2倍。 能级密度N(ε) 超相对论电子气体的Pauli顺磁磁矩产生的诱导磁场 中子正常Fermi系统的Pauli顺磁磁矩μ(in) 数值估算 物理原因 1. Landau 逆磁性 (Landau diamagnetic susceptibility) 我们在讨论 电子气体的Pauli 顺磁性(paramagnetic magnetization)的同时，应该计算电子气体的Landau 逆磁性。 计算高度相对论强简并电子气体的Landau 逆磁性是非常困难的:在(巨)配分函数表达式中需要计算电子的能谱，必须求解在外(强)磁场下相对论电子的Dirac方程。迄今尚未见到相关计算。 但是，对非相对论强简并电子气体的Landau 逆磁磁化率等于相应Pauli 顺磁磁化率的(–1/3) (冯端，金国钧著 “凝聚态物理学上卷”(2003),§6.3.4) 相对论强简并电子气体Landau 逆磁性 对相对论强简并电子气体的Landau 逆磁磁化率大约等于相应Pauli 顺磁磁化率的万分之一。 (仝号,最近的计算) 我们至少可以推断: 中子星内，超相对论强简并电子气体 (Pauli顺磁 减去Landau 逆磁)的总诱导磁场至少超过原有初始磁场B (0)的90倍(B (0)起源于超新星爆发中其核心坍缩过程) 重要结论: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。 超强磁场情形 当外加磁场接近Landau临界磁场情形，必须考虑电子在同磁场垂直方向上运动的轨道量子化(Landau能级)。电子能量为 电子在Landau能级上的占据几率 中子星内电子气体: EF(e) ~ (60-100) MeV, mc2 ~ 0.5 MeV, ?eB ~ 4×10-7(B/Bcr) ergs ~ 0.3(B/Bcr) MeV EF(e) ~ pzc + ε, ε pzc 在Fermi表面 动量空间中Landau柱面的能级密度 当磁场接近或超过临界磁场时,绝大多数电子基本上都处于最低能级n =0, 1或 n =2上, G 10 最后结论 结论 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。 谢谢大家 * 彭秋和 (南京大学天文系) 己发现1500个以上射电脉冲星(8个光学、X-ray, ?-ray 脉冲星) 质量 ~ (0.2-2.5)M⊙ 半径 ~ (10-20) km 自转周期 P ~ 1.5 ms –8s (己发现的范围) 中子星大气层厚度 ~ 10 cm 表面磁场: 1010-1013 Gauss (绝大多数脉冲星) 磁星 : 1014-1015 Gauss ( 己发现约15个) 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 通常恒星(包括产生中子星的前身星): 20-50 km/s ? 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。 更难以获得磁星(1014-1015) gauss的磁场强度。 1. 中子星强磁场(1011-1013 gauss)的起源? 2. 磁星(1014-1015 gauss)的物理本质? 我们计算发现: 1)中子星的强磁场起源于在初始超外加磁场下,相对论强简并电子气体诱导的Pauli顺磁磁矩产生的(诱导)磁场。 2)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。 中子反常磁矩 下面报告我计算的 相对论强简并电子气体诱导的Pauli顺磁磁矩产生的(诱导)磁场