《超强磁场下电子气体性质和磁星的X-射线光度》由会员分享，可在线阅读，更多相关《超强磁场下电子气体性质和磁星的X-射线光度（33页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。
1、超强磁场下电子气体性质 和 磁星的X-射线光度彭秋和 (南京大学天文系)问题1)大多数中子星观测到的1011-1013高斯的强磁场 的物理原因?2) 磁星(1014-1015 gauss)的物理本质?3) 磁星高X-射线光度? 4) 磁星的活动性 :x-射线耀斑(Flare );x-射线短爆发 (Burst)?(短时标)我们已有的工作背景我们计算发现: 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。中子反常磁矩电子磁矩Qiu-he Peng and Hao Tong, 2007, “The Physics of
2、Strong magnetic fields in neutron stars”, Mon. Not. R. Astron. Soc. 378, 159-162(2007)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对的顺磁磁化现象。 Proceedings of Science (Nucleus in Cosmos, X, 2008, 189)问题: 1) 磁星的高x-射线光度-本文探讨的问题 2)某些磁星的x-射线耀斑Landau quantization n=0n=1n=4n=3 n=2n=5n=6pzpLan
3、dau柱面The overwhelming majority of neutrons congregatesin the lowest levels n=0 or n=1, whenThe Landau column is a very long cylinder along the magnetic filed, but it is very narrow.The radius of its cross section is p .More the magnetic filed is, more long and more narrow the Landau column is .ppz超强
4、磁场下 EF（e）将明显增高。 What is the relation of EF(e) with B ? 根据Pauli原理，在完全简并状态下,单位体积内 所有可能的微观状态数密度等于物质中电子数密 度。由此估算EF（e）同B的关系主要思路在磁场下的Landau理论（非相对论）求解在磁场下非相对论Schrdinger方程的结论: Landau 2)= 0.5 ; 3) = 1.0在中子星内部，在磁场不太强时, 通常采取:1)= 0电子的Fermi能同磁场的关系(=0)B (1014 Gauss)b EF (MeV)1.0 2.415 74.803.0 7.246 98.445.0 12.0
5、77 111.8510.0 24.155 133.0215.0 36.232 147.2120.0 48.309 158.182)模型: = 0.5在中子星内部，在磁场不太强时, 通常采取:电子的Fermi能同磁场的关系(=0.5)B (1014 Gauss)b EF (MeV)1.0 2.415 78.163.0 7.246 108.695.0 12.077 126.6910.0 24.155 155.9715.0 36.232 176.1520.0 48.309 192.032)模型: = 1.0.在中子星内部，在磁场不太强时, 通常采取:电子的Fermi能同磁场的关系(=1.0)B (1
6、014 Gauss)b EF (MeV)1.0 2.415 80.503.0 7.246 116.105.0 12.077 137.6610.0 24.155 173.4415.0 36.232 198.5420.0 48.309 218.52释放的总热能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磁星的活动性持续时间AXPs 的 x 光度可维持 107 -108 yrPhase OscillationAfterwards, Revive to the previous state jus
7、t before formation of the 3P2 neutron superfluid. Phase Oscillation . Questions ? Detail process:The rate of the process Time scale ? 2. What is the real maximum magnetic field of the magnetars? 3. How long is the period of oscillation above?4. How to compare with observational data5. Estimating the
8、 appearance frequency of AXP and SGR ?V 正在进行的深入研究1.关于磁星(13颗)的有关统计关系 (仝号:2010年) 2.超强磁场下质子的电子俘获率与磁星高X-光度的理论计算（高志福：2010年）3. 磁星Flare与Burst的活动性1)彭秋和(2010):中子星内3P2中子超流涡旋的磁 偶极辐射的加热机制与3P2中子超流体A相-B 相震荡触发脉冲星的Glitch 2)内部超流体带动中子星壳层物质突然加快引 起物质较差自转、导致磁力线扭曲和磁重联 将磁能释放转化为突然能量释放引起磁星 Flare与Burst的活动性(正在构思的探讨中)中子星(脉冲星)的
9、主要疑难问题1)高速中子星的物理原因?(2003) 2)中子星强磁场(1011-13 gauss)的起源?(2006) 3) 磁星(1014-15 gauss)及其活动性的物理本质?(2009-2010) 4)年轻脉冲星周期突变(Glitch)现象的物理本质?(2010) 5)缺脉冲(Null-pulse)和Some times pulsars现象 6)低质量X-双星(LMXB)内的中子星磁场很低;高质量X-双星(HMXB)内的中子星磁场很强。为什么? 7)毫秒脉冲星重要特性:低磁场, 无Glitch, 空间速度不高, 物理原因?我们的目标: 统一解释的脉冲星的主要观测现象8) 脉冲星射电 (X-ray, -ray)辐射机制? 辐射产生区域? 9)是否存在(裸)奇异(夸克)星?谢谢大家
