中子星强磁场物理本质—超相对论强简并电子气体Pauli顺磁.ppt

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1、中子星强磁场的物理本质—超相对论强简并电子气体Pauli顺磁现象彭秋和(南京大学天文系)中子星(脉冲星)性质概要己发现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~1.5ms–8s(己发现的范围)中子星大气层厚度~10cm表面磁场:1010-1013Gauss(绝大多数脉冲星)磁星:1014-1015Gauss(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

2、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):20-50km/s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: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(1011-1013gauss)的起源?2.磁星(1014-1015gauss)的物理本质?我们最近的探讨工作我们计算发现:1)中子星的强磁场起源于在初始超外加磁场

3、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。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。它们的自旋为即自旋沿(磁场方向)投影分别为SZ=-h/2,+h/2。由于Fermi子本身具有一个磁矩μ0,它们的磁矩沿外

4、磁场方向的投影为zμ0=μ0,-μ0。在磁场下分别具有能量为zμ0B。它们遵从Fermi统计。可以利用通常方法(巨配分函数方法)来推求电子气体的Pauli顺磁(诱导)磁矩。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其中,Ξ为中子系统的巨配分函数,B为本底外加磁场。ψ为中子气体的化学势。0为粒子本身的磁矩。/2为自旋(量子数)投影分量,=-1,+1N(ε)为能级密度,k为波数。当外加磁场远低于Landau临界磁场(Bcr=4.414×1013gauss)时,Fermi球为球对称。

5、V为体积诱导磁矩:lnΞ的计算无论对电子气体,或中子气体,都有μ0B<ψ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。第一项与磁场无关,因而它对磁矩计算无贡献。在对磁场求导数时我们不考虑它,只计算上式后一项。由于以及其中能级密度N(ε)对非相对论(强简并)中子系统V:系统的体积对超相对论强简并电子系统超相对论电子气体

6、的Pauli顺磁磁矩产生的诱导磁场TheelectrongasisinahighlyrelativisticdegeneracyinNSYe电子丰度Conclusion:B(in)(e)同温度无关(高度简并电子气体)中子正常Fermi系统的Pauli顺磁磁矩μ(in)由中子星的磁矩同(极区)磁场强度的关系:(RNS为中子星半径)它产生的诱导磁场强度为B(0)为本底初始磁场(在中子星形成过程中,由超新星核心坍缩过程形成的磁场)数值估算对质子系统:(在中子星内,质子丰度Yp~(5-8)%)它的Pauli顺磁磁矩远小于中子系统的

7、Pauli顺磁磁矩,它产生的诱导磁场可以忽略。物理原因1.2.超相对论电子气体Fermi球表面处的能级密度远远高于非相对论中子气体Fermi球表面处的能级密度。非相对论中子气体:超相对论电子气体Landau逆磁性(Landaudiamagneticsusceptibility)我们在讨论电子气体的Pauli顺磁性(paramagneticmagnetization)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

8、(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)通常在金属中电子气体具有逆磁磁矩,它起源于电子带电。在

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