1、磁星及其活動性的物理本質磁星及其活動性的物理本質核物理與凝聚態物理的應用核物理與凝聚態物理的應用 彭秋和彭秋和(南京大學天文系南京大學天文系)近年來我們探討的問題近年來我們探討的問題中子星的初始本底磁場中子星的初始本底磁場: : 通過超新星核心坍縮過程中，由于磁通量守恒通過超新星核心坍縮過程中，由于磁通量守恒: :2r bconst探討的探討的問題問題: :大多數中子星觀測到的大多數中子星觀測到的10101111-10-101313高斯的強磁場的物理原因高斯的強磁場的物理原因? ?磁星磁星(10(101414-10-101515 gauss) gauss)的物理本質的物理本質? ?磁星的活動性

2、磁星的活動性: : (0)1210bgauss(b(b(0)(0)為中子星的初始本底磁場為中子星的初始本底磁場) )。難以獲得通常中子星。難以獲得通常中子星(10(101111-10-101313) ) gaussgauss的磁場強度。更難獲得的磁場強度。更難獲得磁星磁星(10(101414-10-101515) gauss) gauss的磁場強度。的磁場強度。34363(1010 )/xlerg cm難以利用脈沖星自轉能的損失率來解釋。難以利用脈沖星自轉能的損失率來解釋。我們計算發現我們計算發現: :中子星觀測到的中子星觀測到的10101111-10-101313高斯的強磁場實質上來源于中子

3、高斯的強磁場實質上來源于中子星內超相對論強簡并電子氣體星內超相對論強簡并電子氣體 的的paulipauli順磁磁矩產生的順磁磁矩產生的誘導磁場。誘導磁場。20( ) 0.927 10/beerg gaussgaussergn/10966. 023中子反常磁矩中子反常磁矩電子磁矩電子磁矩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)磁星超強磁場的物理本質磁星超強磁場的物理本質? ?

4、己經提出的模型己經提出的模型: : 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

5、& kuiper (2006) suggest that the magnetars originate from rapid ratating proto-neutron stars. 我們計算發現我們計算發現: :磁星超強磁場來自在原有本底磁星超強磁場來自在原有本底( (包括電子包括電子pauli順磁磁化順磁磁化) )磁場下，各磁場下，各向異性中子超流體向異性中子超流體3 3p p2 2中子中子cooper對的對的pauli磁化現象。磁化現象。3p2 中子中子cooper對的磁矩的分布對的磁矩的分布3p2 中子中子cooper對系統對系統: :bose子系統，在低溫下都凝聚在基態子系統，在

6、低溫下都凝聚在基態(e=0)(e=0)狀態。狀態。每個每個3 3p p2 2 中子中子cooper對具有磁矩對具有磁矩: : b = 2 n= 1.9 10-23 ergs/gauss。在外磁場作用下，磁針在外磁場作用下，磁針( (磁矩磁矩) )有著順磁場方向的趨勢有著順磁場方向的趨勢, ,具有較低的具有較低的能量值。即它比能量值。即它比 z = 0, 1 狀態有更低的能量。狀態有更低的能量。 2/2/1100,nnb ktb ktnneenn31012()()nnnnppair規一化順磁方向與逆磁方向排列的順磁方向與逆磁方向排列的3p2cooper對數目差對數目差3112() ()nbnnn

7、nppair fkt2sin (2 )( )12cos (2 )hxf xhx( )4 /31f xxx( )11f xx在在(t,b)環境下環境下, , 自身磁矩順磁場與逆磁場方向排列的自身磁矩順磁場與逆磁場方向排列的3p2中子中子cooper對數目之差為對數目之差為f(x)為布里淵函數為布里淵函數處于處于3p2 中子中子copper 對的中子數所占的百分比對的中子數所占的百分比( (動量空間中動量空間中) )fermi球內、在球內、在fermifermi表面附近厚度為表面附近厚度為322()nmp殼層內的中子才會結合成殼層內的中子才會結合成3p2 cooper對。它占中子總數的百分比為對。

8、它占中子總數的百分比為:231 / 231 / 22234( )2( )( )3( )(4/ 3)fnffpnmpnpnqenpef(n) 60 mev, (3p2(n) 0.05 mev, q 8.7% 處于處于3p2 copper 對狀態的中子總數目為對狀態的中子總數目為: 2/360()fnucemev33221( )( )2anp nqnm p n3p2中子中子cooper對的誘導磁矩對的誘導磁矩磁針順磁場與逆磁場方向排列的磁針順磁場與逆磁場方向排列的3p2中子中子cooper對數目之差為對數目之差為它們引起的誘導磁矩為它們引起的誘導磁矩為當當:nbkt3322() ()() ()2n

9、nabbqnnppair fn mpfktkt()3322()2() (/)totpairnnanpnqn mpfb kt()324()3inntotanbqn mpkt( (高溫近似高溫近似) )3pf2 中子超流體的總的誘導磁場中子超流體的總的誘導磁場 :332,6()0.1nssunmprm2/3rbpns2sin (2 )( )12cos (2 )hxf xhx中子星的磁矩同中子星的磁矩同( (極區極區) )磁場強度的關系磁場強度的關系: :()32()max33142max32()(/)2()2.02 10totpairinnnsnanspbbfb ktrqn m pbgaussr(

10、 )4 /31f xxx( )11f xxbin- t 曲線曲線(取取=1)(未考慮相互作用未考慮相互作用)物理圖象物理圖象當中子星內部冷卻到當中子星內部冷卻到3p2超流體的相變溫度超流體的相變溫度t=2.8108k以后以后, ,發生相變發生相變: :正常正常fermifermi狀態狀態 3p2 中子超流狀態。中子超流狀態。 這時中子星磁場會發生變化這時中子星磁場會發生變化, , 這是由于中子這是由于中子3p2 copper對的磁矩在對的磁矩在外磁場作用下會逐漸轉向順著外磁場方向排列。外磁場作用下會逐漸轉向順著外磁場方向排列。在溫度較高的條件下，在溫度較高的條件下，絕大多數絕大多數3p2中子中

11、子cooper對的磁矩投影指向對的磁矩投影指向都是混亂的都是混亂的, ,順著磁場方向排列的順著磁場方向排列的3p2中子中子cooper對的數量略微多于對的數量略微多于逆逆磁場方向排列的磁場方向排列的3 3p p2 2中子中子cooper對的數量對的數量( (數量差為數量差為n1) ) 。正是。正是這微弱的相差，造成了這微弱的相差，造成了3p2 中子超流體的中子超流體的各向異性與誘導磁矩。各向異性與誘導磁矩。即即磁星的磁星的超超強磁場是由強磁場是由3p2 中子超流體中，偏離中子超流體中，偏離esp狀態的狀態的( (數量約占數量約占千分之一千分之一) ) 3p2中子中子cooper對的誘導磁矩造成

12、的對的誘導磁矩造成的( (3p2中子中子cooper對對的中子總數只占的中子總數只占3p2 中子超流體內中子總數的中子超流體內中子總數的8.7%)。中子星磁場的增長中子星磁場的增長隨著在中子星冷卻的過程，它內部的溫度下降，順著外磁場方向排隨著在中子星冷卻的過程，它內部的溫度下降，順著外磁場方向排列的中子列的中子3p2 copper對數量迅速對數量迅速( (指數指數) )增長。當增長。當溫度下降到溫度下降到t7 60 mev) )時時, , fermi面附近的電子就會同質子結合成中子面附近的電子就會同質子結合成中子: :eepn出射的中子的能量相當高出射的中子的能量相當高( (明顯高于中子的明顯

13、高于中子的fermi 能能), 它它們將同們將同3p2 cooper 對的中子相互作用對的中子相互作用, 拆散拆散cooper對。這對。這導致導致3p2 cooper對產生的誘導磁場消失。對產生的誘導磁場消失。(,)nnnnnn 3p2 cooper 對崩潰瓦解后, 平均每個出射中子的能量為2321( )( )( )()()3ffnpneeepmmcp 它們轉變為熱能。當所有3p2 cooper 對都被上述過程拆散時，總共釋放的熱能總量為335022()()( )3.35 100.1asunmpeqn mpnergsm磁星的活動性持續時間磁星的活動性持續時間axps 的的 x 光度光度34361010/secxlergs可維持可維持 107 -108 yr335022()()( )3.35 100.1asunmpeqn mpnergsmphase oscillationafterwards, enperevive to the previous state just before formation of the 3p2 neutron superfluid. phase oscillation . questions?1.detail process: the rate of the processeepntime s