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.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 1.5 ms 8s (己发现的范围) 中子星大气层厚度 10 cm 表面磁场: 1010-1013 Gauss (绝大多数脉冲星) 磁星 : 1014-1015 Gauss ( 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: 高速运动。 大多数
2、: 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): 20-50 km/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(1011-1013 gauss)的起源? 2. 磁星(1014-1015 gauss)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下,相对论强简并电子气体诱导的
3、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0, 它们的磁矩沿外磁场方向的投影为 z0 = 0 , -0 。在磁场下分别具有能量为z
4、0 B。 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,为中子系统的巨配分函数,为本底外加磁场。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, +1,N()为能级密度, k 为波数。当外加磁场远低于Landau临界磁场(Bcr=4.4141013gauss)时,Fermi球为球对称。,V为体积,诱导磁矩:,ln的计算,无论对电子气体,或中子气体,都有0B EF, 可以将ln中的,按0B展开级数,保留前三项
5、。,其中,为能量状态上平均一个量子态所占有的中子数。 在Fermi海深处( ),在Fermi海以上, ,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(),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,超相对论电子气体的Pauli顺磁磁矩产生的诱导磁场,The electron gas is in a highly relativistic degeneracy in NS,e 电子丰度, Co
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