1、磁星超強磁場的物理本質第1頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五本項研究探討的問題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:欲探討的問題: 磁星(1014-1015 gauss)的物理本質?(B(0)為中子星的初始本底磁場)。難以獲得通常中子星(1011-1013) gauss的磁場強度。更難以獲得磁星(1014-1015) gauss的磁場強度。通過計算，我我己經論證:中子星觀測到的1011-1013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 的Pauli順磁磁矩產生的誘導磁場。但是，它不會導致磁星的超強磁場。第2頁，共18頁，2022

2、年，5月20日，10點23分，星期五磁星超強磁場的物理本質?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

3、 quark matter. Vink & Kuiper (2006) suggest that the magnetars originate from rapid ratating proto-neutron stars. 我們探討3P2 中子超流體的誘導磁矩產生的誘導磁場。我們計算發現:磁星超強磁場來自在原有本底(包括電子Pauli順磁磁化)磁場下，各向異性中子超流體3P2中子Cooper對的Pauli磁化現象。第3頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五3P2中子超流體的A相1)當環境磁場非常弱時，平均來說，每個3P2 中子Cooper對的自旋投影的分布是 “等概率分

4、布”,稱為 ESP (Equal Spin pair)。在Fermi海深處的中子自旋投影的分布也是 “等概率分布”。它們不呈現有整體磁矩。基本上各向同性, 我們把它稱為3P2 中子超流體的A相（類似于零溫附近液態3He的A相)。3P2中子超流體內，在動量空間中Fermi表面附近兩個動量大小相等但方向相反的兩個中子結合成一個3P2 Cooper對。每個3P2 中子Cooper對的自旋 =1, 它在磁場(Z方向)上的投影有三個分量: Z = -1, 0, +1。對應地具有的磁矩 投影分量分別為 Z = 2 n , 0, -2 n 第4頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五3P2

5、 中子超流體的B相2)在較強磁場下， 3P2 中子超流體偏離“等概率分布” 狀態，即它的3P2 中子Cooper對以及位于Fermi海深處的簡并中子的自旋投影的分布都不是 “等概率分布”, 這時3P2 中子超流體整體將呈現誘導磁矩,性質是各向異性的。其統計性質是同每個Cooper 對(Fermi海深處中子)的磁矩能量以及同溫度相關的。我們稱這種各向異性的狀態為3P2 中子超流體的B相(類似于零溫附近液態3He的B相)。第5頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五統計考慮(1)我們以如下簡單方法估算:3P2 中子Cooper對系統可以認為是Bose子系統，在低溫下都凝聚在在基態

6、(E=0)狀態。每個3P2 中子Cooper對具有磁矩 = 2 n= 1.9 10-23 ergs/gauss。在外磁場下，它沿磁場方向具有投影分量分別為為 -Z2n (Z=1,0,-1)。即Z = -1的投影分量是順磁的。在磁場作用下，磁針(磁矩)有著順磁場方向的趨勢,它具有較低的能量值。即它比 Z = 0, 1狀態有更低的能量。 第6頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五順磁方向與逆磁方向排列的3P2Cooper對數目差在(T,B)環境下, 自身磁矩順磁場與逆磁場方向排列的3P2中子Cooper對數目之差為其中，B(1)為中子星在3P2中子超流體出現前的本底磁場:B(0

7、) (107-1010) gauss, B(in)(4-6)103 B(0)第7頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五處于3P2 中子Copper 對的中子數所占的百分比(動量空間中)Fermi球內只有在Fermi表面附近, 厚度為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:EF(n) 60 MeV, (3P2(n) 0.05 MeV, q 8.7% 處于3P2 Copper 對狀態的中子總數目為: N(3P2(n) = q NA m(3P2(n)/2第8頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五3P2中子Cooper對的誘導磁矩磁

8、針順磁場與逆磁場方向排列的3P2中子Cooper對數目之差為它們導致的誘導磁矩為當:磁化系數為第9頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五3PF2 中子超流體的總的誘導磁場 :中子星的磁矩同(極區)磁場強度的關系:第10頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五Bin- T 曲線(取=1)第11頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五較高溫近似當或當中子星內部溫度仍然較高時， T7 2, 這種由各向異性(3P2)超流體內產生的誘導磁場遠低于中子星的本底磁場(主要由相對論性簡并電子氣體的Pauli順磁性產生的強磁場。但是，隨著中子星內部冷卻，溫

9、度下降，由各向異性(3P2)超流體內產生的誘導磁場將逐漸增加。當溫度下降到遠低于T7 2 時，這種誘導磁場將會超過原初本底磁場。第12頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五磁星的物理本質B(0) (107-1010) gauss, B(in)(e) 91B(0)B(1) = B(0) + B(in)(e) B(in)(3P2) (1014-1015) 磁星物理圖象:絕大多數3P2中子Cooper對的磁矩投影指向都是混亂的,順著磁場方向排列的3P2中子Cooper對的數量略微多于逆磁場方向排列的3P2中子Cooper對的數量(數量差為N1) 。正是這微弱的相差，造成了3P2

10、中子超流體的各向異性與誘導磁矩。即中子星的強磁場是由3P2 中子超流體中，偏離ESP狀態的(數量約占千分之一) 3P2中子Cooper對的誘導磁矩造成的(3P2中子Cooper對的中子總數只占3P2 中子超流體內中子總數的8.7%)。第13頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五中子星磁場的變化當中子星內部冷卻到3P2超流體的相變溫度T=2.8108K以后,發生相變:正常Fermi狀態 3P2 中子超流狀態。 這時中子星磁場會發生變化, 這是由于中子3P2 Copper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。在溫度較高的條件下，絕大多數中子3P2Copper對的磁

11、矩方向排列是混亂的。只有極少數中子3P2 Copper對的磁矩順著外磁場方向排列。但是，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3P2 Copper對數量迅速(指數)增長。當溫度下降到T7 2以后, 3P2 中子超流體的這種誘導磁矩產生的誘導磁場超過它原有的初始本底磁場。隨著中子星的進一步冷卻, 兩個因素使得中子星磁場增長1) (百分比)愈來愈多的中子3P2 Copper對的磁矩方向(在原有的初始本底磁場作用下)轉向順磁排列。增強了磁矩，因而增強了誘導磁場。2) 3P2 中子超流區擴大， 3P2 中子超流體的總質量不斷增長(見圖); 第14頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五3P2中子能隙圖(Elgagy et al.1996, PRL, 77, 1428-1431)第15頁，共18頁，2022年，5月20日，10點23分，星期五脈沖星磁場的增長隨著在原有3P2 中子超流體區域(3.31014 (g/cm3) 5.21014)外側鄰近部分區域物質溫度下降到相應的相變溫度時，該區域物質 正常Fermi狀態 3P2 中子超流狀態, 因而3P2 中子超流體區域擴大，中子星內3P2 中子Cooper對的總磁矩會不斷地緩慢(幾乎連續)增長。它產生的誘導磁場也逐漸增長。結論: 它將朝著磁星方向演化。第16頁，共18頁，2022年，5月