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1、近年来我们探讨的问题近年来我们探讨的问题中子星的初始本底磁场中子星的初始本底磁场:通过超新星核心坍缩过程中，由于磁通量守恒通过超新星核心坍缩过程中，由于磁通量守恒:探讨的问题探讨的问题:大多数中子星观测到的大多数中子星观测到的10101111-10-101313高斯的强磁场的物理原因高斯的强磁场的物理原因?磁星磁星(10(101414-10-101515 gauss)gauss)的物理本质的物理本质?磁星的活动性磁星的活动性:(B(B(0)(0)为中子星的初始本底磁场为中子星的初始本底磁场)。难以获得通常中子星。难以获得通常中子星(10(101111-10-101313)gaussgauss的
2、磁场强度。更难获得的磁场强度。更难获得磁星磁星(10(101414-10-101515)gauss)gauss的磁场强度。的磁场强度。难以利用脉冲星自转能的损失率来解释。难以利用脉冲星自转能的损失率来解释。第1页/共28页我们计算发现我们计算发现:中子星观测到的中子星观测到的10101111-10-101313高斯的强磁场实质上来源于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中子星内超相对论强简并电子气体 的的PauliPauli顺磁磁顺磁磁矩产生的诱导磁场。矩产生的诱导磁场。中子反常磁矩中子反常磁矩电子磁矩电子磁矩Qiu-he Peng and Hao Tong,2007,The
3、 Physics of Strong magnetic fields in neutron stars,Mon.Not.R.Astron.Soc.378,159-162(2007)第2页/共28页磁星超强磁场的物理本质磁星超强磁场的物理本质?己经提出的模型己经提出的模型:Ferrario&Wickrammasinghe(2005)suggest that the extra-strong magnetic field of the magnetars is descended from their stellar progenitor with high magnetic field core
4、.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.我们计算发现我们计算发现:磁星超强磁场来自在原有本底磁星超强磁场来自在原有本底(包括电子包括电子Pauli顺磁磁化顺磁磁化)磁场下，磁场下，各向异性中子超流体各向异性中子超流体3 3P P2 2
5、中子中子Cooper对的对的Pauli磁化现象。磁化现象。第3页/共28页3P2 中子中子Cooper对的磁矩的分布对的磁矩的分布3P2 中子中子Cooper对系统对系统:Bose子系统，在低温下都凝聚在基态子系统，在低温下都凝聚在基态(E=0)(E=0)状态。状态。每个每个3 3P P2 2 中子中子Cooper对具有磁矩对具有磁矩:B=2 n=1.9 10-23 ergs/gauss。在外磁场作用下，磁针在外磁场作用下，磁针(磁矩磁矩)有着顺磁场方向的趋势有着顺磁场方向的趋势,具有较低具有较低的的能量值。即它比能量值。即它比 Z=0,1 状态有更低的能量。状态有更低的能量。第4页/共28页
6、顺磁方向与逆磁方向排列的顺磁方向与逆磁方向排列的3P2Cooper对数目差对数目差在在(T,B)环境下环境下,自身磁矩顺磁场与逆磁场方向排列的自身磁矩顺磁场与逆磁场方向排列的3P2中子中子Cooper对数目之差为对数目之差为f(x)为布里渊函数为布里渊函数第5页/共28页处于处于3P2 中子中子Copper 对的中子数所占的百分对的中子数所占的百分比比(动量空间中动量空间中)Fermi球内、在球内、在FermiFermi表面附近厚度为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 8.7%处于处于3
7、P2 Copper 对状态的中子总数目为对状态的中子总数目为:第6页/共28页3P2中子中子Cooper对的诱导磁矩对的诱导磁矩磁针顺磁场与逆磁场方向排列的磁针顺磁场与逆磁场方向排列的3P2中子中子Cooper对数目之差为对数目之差为它们引起的诱导磁矩为它们引起的诱导磁矩为当当:(高温近似高温近似)第7页/共28页3PF2 中子超流体的总的诱导磁中子超流体的总的诱导磁场场:中子星的磁矩同中子星的磁矩同(极区极区)磁场强度的关系磁场强度的关系:第8页/共28页Bin-T 曲线曲线(取取=1)(未考虑相互作用未考虑相互作用)第9页/共28页物理图象当中子星内部冷却到当中子星内部冷却到3P2超流体的
8、相变温度超流体的相变温度T=2.8108K以后以后,发生相变发生相变:正常正常FermiFermi状态状态 3P2 中子超流状态。中子超流状态。这时中子星磁场会发生变化这时中子星磁场会发生变化,这是由于中子这是由于中子3P2 Copper对的磁矩在对的磁矩在外磁场作用下会逐渐转向顺着外磁场方向排列。外磁场作用下会逐渐转向顺着外磁场方向排列。在温度较高的条件下，在温度较高的条件下，绝大多数绝大多数3P2中子中子Cooper对的磁矩投影指向对的磁矩投影指向都是混乱的都是混乱的,顺着磁场方向排列的顺着磁场方向排列的3P2中子中子Cooper对的数量略微多于对的数量略微多于逆逆磁场方向排列的磁场方向排
9、列的3 3P P2 2中子中子Cooper对的数量对的数量(数量差为数量差为N1)。正。正是这微弱的相差，造成了是这微弱的相差，造成了3P2 中子超流体的中子超流体的各向异性与诱导磁矩。各向异性与诱导磁矩。即磁星的即磁星的超超强磁场是由强磁场是由3P2 中子超流体中，偏离中子超流体中，偏离ESP状态的状态的(数量约数量约占千分之一占千分之一)3P2中子中子Cooper对的诱导磁矩造成的对的诱导磁矩造成的(3P2中子中子Cooper对的中子总数只占对的中子总数只占3P2 中子超流体内中子总数的中子超流体内中子总数的8.7%)。第10页/共28页中子星磁场的增长中子星磁场的增长随着在中子星冷却的过
10、程，它内部的温度下降，顺着外磁场方随着在中子星冷却的过程，它内部的温度下降，顺着外磁场方向排向排列的中子列的中子3P2 Copper对数量迅速对数量迅速(指数指数)增长。当增长。当温度下降到温度下降到T7 2以后以后,3P2 中子超流体的这种诱导磁矩产生中子超流体的这种诱导磁矩产生的的诱诱导磁场超过它原有的初始本底磁场导磁场超过它原有的初始本底磁场(形成磁畴现象形成磁畴现象)。随着中子星的进一步冷却随着中子星的进一步冷却,有两个因素使得中子星磁场增长有两个因素使得中子星磁场增长1)(1)(百分比百分比)愈来愈多的中子愈来愈多的中子3P2 Copper对的磁矩方向对的磁矩方向(在在原原有的初始本
11、底磁场作用下有的初始本底磁场作用下)转向顺磁排列。增强了磁矩，因转向顺磁排列。增强了磁矩，因而增强了诱导磁场。而增强了诱导磁场。3P2 中子超流区扩大，中子超流区扩大，3P2 中子超流体的总质量不断增长中子超流体的总质量不断增长(图图)随着在原有随着在原有3P2 中子超流体中子超流体区域区域(10101414 60 MeV)时时,Fermi面附近的电子就会同质子结合成中面附近的电子就会同质子结合成中子子:出射的中子的能量相当高出射的中子的能量相当高(明显高于中子的明显高于中子的Fermi 能能),它们将同它们将同3P2 Cooper 对的中子相互对的中子相互作用作用,拆散拆散Cooper对。这
12、导致对。这导致3P2 Cooper对产生的诱导磁场消失。对产生的诱导磁场消失。第22页/共28页3P2 Cooper 对崩溃瓦解后,平均每个出射中子的能量为它们转变为热能。当所有3P2 Cooper 对都被上述过程拆散时，总共释放的热能总量为第23页/共28页磁星的活动性持续时间磁星的活动性持续时间AXPs 的的 x 光度光度可维持可维持 107-108 yr第24页/共28页Phase OscillationAfterwards,Revive to the previous state just before formation of the 3P2 neutron superfluid.P
13、hase Oscillation.第25页/共28页Questions?Detail process:The rate of the processTime scale?2.What is the real maximum magnetic field of the magnetars?How long is the period of oscillation above?4.How to compare with observational data5.Estimating the appearance frequency of AXP and SGR?第26页/共28页谢谢大家第27页/共28页感谢您的观看！第28页/共28页