超新星與中子星課件

1、超 新 星 與中 子 星彭秋和(南京大學(xué)天文系)歷史上的超新星爆發(fā)時(shí)間 (AD) 光度極大星等發(fā)現(xiàn)者遺跡185 ? -8中國(guó)天文學(xué)家RCW 86393-1中國(guó)天文學(xué)家837 ?-8 ?中國(guó)天文學(xué)家IC 4431006-10中/阿天文學(xué)家SN 10061054-5中/日天文學(xué)家Crab Nebula1181-1中/日天文學(xué)家3C 581572-4Tycho BraheTycho1604-3KeplerKepler16805 ?John lamsteedCas A1987+2.9Ian SheltonSN 1987A1054超新星遺跡-蟹狀星云(Crab)及其脈沖星(PSR0531)近代超新星研究

2、的序幕1934年Baade & Zwicky在對(duì)河外星系的超新星進(jìn)行系統(tǒng)地觀測(cè)研究的基礎(chǔ)上，在1/3頁(yè)的短論文中提出了四個(gè)完全嶄新的重要預(yù)言，它不僅正式提出中子星的觀念,而且創(chuàng)見(jiàn)性地以超新星為樞紐把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙線的起源聯(lián)系起來(lái)。 恒星死亡 超新星爆發(fā) 中子星 超新星爆發(fā) 高能宇宙線的起源1942年Gamow利用Urca過(guò)程機(jī)制來(lái)探討大質(zhì)量恒星晚期核心坍縮的可能性1960年丘宏義等人首先研究大質(zhì)量恒星內(nèi)正負(fù)電子對(duì)湮滅發(fā)射中微子對(duì)過(guò)程并提出它可能導(dǎo)致超新星爆發(fā)。這實(shí)際拉開(kāi)了現(xiàn)代高能天體物理理論研究的序幕。1966年Colgate 從流體動(dòng)力學(xué)出發(fā),首次從解析角度探討了超新星核心坍

3、縮的動(dòng)力學(xué)過(guò)程。正式拉開(kāi)了現(xiàn)代超新星研究的序幕超新星分類(lèi)分類(lèi)：I型（Ia, Ib/Ic）無(wú)H線；II型有H線光變曲線不同Spectral TypeIbIcIIIa無(wú)氦光譜線明顯的氦(吸收)光譜線無(wú)硅光譜線明顯硅(Sinicon)(吸收)譜線無(wú)氫光譜線以氫光譜線為最強(qiáng)光譜物理機(jī)制吸積白矮星的熱核爆炸大質(zhì)量恒星演化 終 結(jié)時(shí)核心坍縮(在紅巨星階段通過(guò)強(qiáng)大的星風(fēng)可能己經(jīng)喪失它的止氫包層甚至氦包層)光變曲線單純、線性下降L(線性下降)、P(呈現(xiàn)平臺(tái))、I(不規(guī)則)三類(lèi)致密殘骸無(wú)中子星 (呈現(xiàn)為脈沖星)或者黑洞 ?Rate / h2 SNu0.36 0.110.71 0.340.14 0.07Obser

4、vedTotal 2000 as of today (nowadays 200/year)中微子發(fā)射 100 可見(jiàn)光能量不重要IaIbIcII兩類(lèi)超新星的主要特征超新星類(lèi)型 Ia II極大光度3 x 109 L3 x 108 L光譜無(wú)氫光譜線;重元素光譜線很多;后期Fe線最強(qiáng)最強(qiáng)的是氫光譜線前身星雙星系統(tǒng)中的白矮星大質(zhì)量恒星爆發(fā)原因伴星物質(zhì)被致密白矮星吸積而流入白矮星大質(zhì)量恒星的鐵核心坍縮爆發(fā)物理機(jī)制吸積白矮星C/O 核心的熱核大爆炸 轉(zhuǎn)化為鐵族元素從新生中子星表面向外行進(jìn)的反彈激波:中微子壓強(qiáng)殘骸無(wú)致密殘骸中子星超新星遺跡內(nèi)的核產(chǎn)物主要是鐵各種元素都有大質(zhì)量恒星熱核演化結(jié)束硅燃燒階段結(jié)束 M

5、(12-25)MH-包層H-燃燒殼層He-燃燒殼層C-燃燒殼層Ne-燃燒殼層O-燃燒殼層Si-燃燒殼層Fe 核心T (3-5)109K 3109K大質(zhì)量恒星核心坍縮的主要原因電子俘獲過(guò)程 :引起 超新星核心坍縮的關(guān)鍵過(guò)程QEC (A,Z): 原子核 (A,Z)電子俘獲的能閾值重要原子核電子俘獲的密度閾值表中EC過(guò)程的能閾值己扣除電子的靜止能量廣義相對(duì)論引力坍縮的臨界密度 c(GR) 同 EC 的比較:結(jié)論:引起SNII( SNIb、SNIc )核心坍縮的首要物理因素是電子俘獲過(guò)程(EC)。引起吸積白矮星坍縮(它導(dǎo)致SNIa 爆發(fā))的主要因素是廣義相對(duì)論效應(yīng)。(光子致使鐵原子核碎裂反應(yīng)只是輔助因

6、素)導(dǎo)致超巨質(zhì)量恒星坍縮的主要因素是電子對(duì)湮滅為中微子對(duì)過(guò)程 e+ +e- +反核心坍縮型超新星爆發(fā)機(jī)制內(nèi)核心:同模坍縮Vr r(亞聲速區(qū))外核心:自由坍縮Vr Vff/2M內(nèi)核心 0.6 M內(nèi)外核心交界面附近:Vr (1/8 1/4) c (光速)超新星的瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制(1)隨著星體坍縮的進(jìn)行，星體中心的密度迅速增長(zhǎng)。一旦它達(dá)到原子核密度(2-4)nuc (nuc = 2.81014 g/cm3) 以上，核子的非相對(duì)論簡(jiǎn)并壓強(qiáng)超過(guò)了電子的相對(duì)論簡(jiǎn)并壓強(qiáng)，物質(zhì)狀態(tài)方程 P 中的多方指數(shù)=5/3, 變成了穩(wěn)定的系統(tǒng)，不再坍縮。但由于慣性，直到中心密度達(dá)到 時(shí)，內(nèi)核心的坍縮才完全中止。而內(nèi)核心外圍的

7、物質(zhì)卻繼續(xù)以超音速坍塌，它們猛烈地撞擊在突然停止坍縮的堅(jiān)硬的內(nèi)核心上，因而在內(nèi)核心外不遠(yuǎn)處立即產(chǎn)生一個(gè)很強(qiáng)的向外行進(jìn)的反彈激波，其能量高達(dá) Eshock 1051-52 ergs。這巨大的能量是由星體核心在坍縮過(guò)程中釋放出的自引力勢(shì)能轉(zhuǎn)化而來(lái)的。激波波陣面后的溫度上升到 1011K 以上，平均熱運(yùn)動(dòng)能量高達(dá) 10 MeV, 超過(guò)了56Fe 平均每個(gè)核子的結(jié)合能( 8.8 MeV)。鐵族元素的原子核很快地被熱光子打碎: 這個(gè)光致裂變反應(yīng)過(guò)程耗費(fèi)反彈激波的能量為 M(56F)如果則激波可以沖出外核心。而且當(dāng)它完全摧毀外核心的全部鐵核以后，初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即 1049ergs

8、),殘留的激波就可以把整個(gè)星幔和大氣拋向太空，形成超新星的爆發(fā)。上述圖像就稱(chēng)為瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制。如果特則當(dāng)上述反彈激波尚未穿透外核心之前，激波能量全部都消耗在鐵核光致裂解的過(guò)程中。它不可能把星幔和大氣層吹散。不會(huì)導(dǎo)致超新星的爆發(fā)。而且由于核心外圍的星幔和大氣繼續(xù)問(wèn)中心墜落，原來(lái)向外行進(jìn)的反彈激波轉(zhuǎn)變成為一個(gè)吸積駐激波。也就是說(shuō)，這種情形下，瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制失敗。結(jié)論:瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制能否成功的關(guān)鍵在于它的外(鐵)核心的質(zhì)量是否過(guò)大? 迄今對(duì)所有合理的模型計(jì)算而言，瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制是不成功的(鐵)核心的質(zhì)量太大)。 中微子延遲爆發(fā)機(jī)制為了解釋瞬時(shí)爆發(fā)的困難，Wilson(Bowers, Wilson, 1985

9、)等人提出了中微子的延遲爆發(fā)機(jī)制?？梢杂上聢D加以說(shuō)明：本圖描述了反彈激波在停止后景象。 為激波所在的位置，此處物質(zhì)以 的速度向下降落（速度接近自由落體）。物質(zhì)經(jīng)過(guò)激波的減速之后，以較為緩慢的速度經(jīng)過(guò)加熱和冷卻區(qū)向新生中子星的表面運(yùn)動(dòng)。 為中微子球半徑 新生中子星的半徑。 加熱和冷卻相平衡處的半徑。而前中子星中的能量沉積來(lái)源于物質(zhì)對(duì)于電子中微子的吸收。中微子延遲爆發(fā)機(jī)制中兩個(gè)尚未解決的關(guān)鍵問(wèn)題 1)新生的高溫中子星能否在非常短的時(shí)標(biāo)內(nèi)產(chǎn)生如此巨大的中微子流?產(chǎn)生如此強(qiáng)大的中微子流的具體物理過(guò)程是什么?(凝聚的中微子發(fā)射? 核物質(zhì)向(u,d)夸克物質(zhì)的轉(zhuǎn)化? 均未成功) 2)即使在極短時(shí)標(biāo)內(nèi)出現(xiàn)了

10、強(qiáng)大的中微子流，它們同物質(zhì)相互作用究竟能否產(chǎn)生如此強(qiáng)大的向外沖壓，導(dǎo)致超新星的爆發(fā)，而且爆發(fā)物質(zhì)向外的初始速度高達(dá) 104 km/s 左右，爆發(fā)總動(dòng)能否達(dá)到 1049 erg?我們的研究 :巨大中微子流如何在瞬間產(chǎn)生?1995年，我們南京大學(xué)研究小組(Dai Z. Peng Q. and Lu T. ApJ., 1995,440:815)提出了由超新星坍縮核心形成的高溫中子-質(zhì)子星內(nèi)相繼出現(xiàn)的核物質(zhì)-(u,d)兩味夸克-(s,u,d)三味夸克的相變過(guò)程u + e- d +e , u + e- s +e , u + d u + s 將在短于1微秒的時(shí)標(biāo)內(nèi)產(chǎn)生大量中微子流，其平均能量為10MeV左

11、右，總能量達(dá) 以上。這種相變過(guò)程導(dǎo)致星體核心區(qū)出現(xiàn)負(fù)熵梯度引起內(nèi)外物質(zhì)的Schwarshild對(duì)流將使這強(qiáng)大中微子流向外輸送,迅速抵達(dá)中微子球表面。我們提出的這種機(jī)制大大有利于中微子延遲爆發(fā)機(jī)制。在我們的初步探討中，我們用理想Fermi氣體作為夸克系統(tǒng)的最簡(jiǎn)單模型。很快地，印度德里大學(xué)的一個(gè)研究小組在我們研究的基礎(chǔ)上，進(jìn)一步計(jì)入了夸克之間相互作用，發(fā)現(xiàn)中微子流量將更加增強(qiáng)1/4左右。目前這方面研究還在深入之中。SNII仍然未解決的關(guān)健問(wèn)題中微子流能否激活強(qiáng)大的向外激波? 迄今仍然也是懸案。人們不僅考慮了己知各種粒子( e-, e+, p, n, , 0，,以及 16O等原子核)同中微子的相互作

12、用，而且還探討了在致密等離子體中，中微子振蕩有可能引起這種相互作用的增強(qiáng)。但上述中微子流仍然無(wú)法產(chǎn)生如此強(qiáng)大的沖壓。也就是說(shuō)，即使中微子延遲爆發(fā)機(jī)制，迄今卜在理論上人們也仍然無(wú)法自洽地實(shí)現(xiàn)超新星的爆發(fā)(向外爆發(fā)總動(dòng)能達(dá)到 1049 erg 以上。我們新近的探討:電荷屏蔽效應(yīng)對(duì)電子俘獲過(guò)程以及坍縮核心質(zhì)量影響的研究同太陽(yáng)內(nèi)不同, 超新星內(nèi)電子俘獲過(guò)程是當(dāng)電 子的Fermi 能超過(guò)電子俘獲的能閾值時(shí)，F(xiàn)ermi 面附近的電子打入原子核而發(fā)生的。在這種情形下，電荷屏蔽效應(yīng)從三方面對(duì)電子俘獲過(guò)程有著重要影晌:1)降低入射電子的能量，2)使超過(guò)電子俘獲能閾值的電子數(shù)目減少，3)等效於提高了電子俘獲的能閾

13、值。我們已經(jīng)對(duì)這一問(wèn)題進(jìn)行過(guò)初步試探性研究(1996,2000, 2003)。利用通常人們采用的等離子體強(qiáng)屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我們發(fā)現(xiàn), 在超新星內(nèi)物質(zhì)高密度環(huán)境下電荷屏蔽效應(yīng)對(duì) 等少數(shù)幾種原子核上電子俘獲率的影響可達(dá)30-80%。最近，我們還對(duì)超新星內(nèi)部電子俘獲率最高的20個(gè)核素進(jìn)行這種計(jì)算 (由于不同原子核的結(jié)構(gòu)大不相同，這種計(jì)算是相當(dāng)麻煩的)。電荷屏蔽效應(yīng)提高了電子俘獲過(guò)程的有效能閾值，由此明顯地提高了爆前超新星核心坍縮的臨界密度閾數(shù)值，這必將導(dǎo)致實(shí)際坍縮(以鐵為主要成份的)核心質(zhì)量低于迄今國(guó)際上(未考慮電荷屏蔽效應(yīng))計(jì)算的數(shù)值。只要坍縮核心質(zhì)量減少3-5%，至今仍然一籌莫展

14、的超新星瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制有可能成功。但是，我們?nèi)绻捎玫入x子體強(qiáng)屏蔽的Salpeter公式，則發(fā)現(xiàn)它只能使超新星坍縮核心的質(zhì)量降低1%。 電荷屏蔽效應(yīng)對(duì)56Ni、55Co 電子俘獲率的影響56Ni的電荷屏蔽效應(yīng)隨密度的變化，點(diǎn)線、線段和實(shí)線分別對(duì)應(yīng)的是溫度為1010K，5*109K和109K的情形橫坐標(biāo)為物質(zhì)質(zhì)量密度(對(duì)數(shù)標(biāo),應(yīng)為log()縱坐標(biāo)為 C = s/ ; 為電子俘獲率, 上標(biāo)s代表電荷屏蔽。55Co的電荷屏蔽效應(yīng)隨密度的變化，點(diǎn)線、線段和實(shí)線分別對(duì)應(yīng)的是溫度為1010K ,5*109K和3.24*109K 的情形超新星爆發(fā)前夕主要核素的電子俘獲率、 s 分別是未計(jì)及和考慮電荷屏蔽效應(yīng)下

15、的電子俘獲率影響。這里的核素由于電荷屏蔽的影響俘獲率要比原來(lái)下降10%-15% 左右。(羅志全，彭秋和， 1996)引起大質(zhì)量恒星核心大規(guī)模坍縮的首要原因 電子豐度(Ye ):平均每個(gè)核子占有的自由電子數(shù) 中子剩余參量: (Nn-Np)/(Nn+Np) ), =1-2Ye Mch =5.84 Ye2 M在硅燃燒開(kāi)始后不久，星體核心內(nèi)仍以對(duì)稱(chēng)核物質(zhì)(56Ni)為主，中子剩余參量 0.001 或 Ye 0.495。相應(yīng)的Chandrasekhar 極限質(zhì)量為1.43M.硅燃燒階段時(shí)標(biāo)是相當(dāng)短的: 最多為幾天(有對(duì)流情形)或幾個(gè)小時(shí)(無(wú)對(duì)流情形)。因此，只有在大量和快速的(原子核上)電子俘獲過(guò)程之后

16、，電子豐度 Ye才會(huì)顯著減少(或中子剩余參量 明顯增長(zhǎng))。電子簡(jiǎn)并氣體中電子俘獲一旦大量進(jìn)行，星體核心將在動(dòng)力學(xué)上變?yōu)椴环€(wěn)定，發(fā)生引力坍縮現(xiàn)象。即電子俘獲過(guò)程是導(dǎo)致大質(zhì)量恒星核心坍縮的第一位物理因素。大質(zhì)量恒星核心大規(guī)模坍縮開(kāi)始時(shí)的臨界點(diǎn)大質(zhì)量恒星核心坍縮的臨界點(diǎn)條件是: 星體核心內(nèi)原子核56Ni上電子俘獲過(guò)程非常迅速，其特征時(shí)標(biāo)短于流體動(dòng)力學(xué)時(shí)標(biāo): tEC(56Ni, r= Rc) t hydro(r=Rc) 4.46 10-1/2(Rc) ms (A)或 tEC(56Ni, r= Rc) t s(r=Rc) (聲速) Rc,6Ye-2/3 9-1/6 ms (B) tEC(56Ni, r=

17、 Rc) = EC(ne)-1 , ne= NAYe 以前在計(jì)算電子俘獲率EC時(shí),并未考慮電荷屏蔽效應(yīng)。當(dāng)考慮電荷屏蔽效應(yīng)后, EC sEC tEC因此, 滿足條件(A) (或(B)的臨界點(diǎn)處的密度值*要求更高, 或只有在更高的密度(對(duì)應(yīng)的Rc也更小)點(diǎn)以?xún)?nèi)的物質(zhì)才會(huì)極迅速地向內(nèi)坍縮。因而，由于電荷屏蔽效應(yīng)的影響，坍縮核心質(zhì)量必定小于原來(lái)未考慮電荷屏蔽效應(yīng)時(shí)的數(shù)值。即 Msc Mc結(jié)論:考慮電荷屏蔽效應(yīng)必定會(huì)使得超新星坍縮核心質(zhì)量數(shù)值下降，有利于瞬時(shí)爆發(fā)機(jī)制。具體研究必須結(jié)合最新核物理研究進(jìn)行數(shù)值模擬計(jì)算。Ia型超新星爆發(fā)機(jī)制密近雙星系統(tǒng)大質(zhì)量吸積白矮星的質(zhì)量增長(zhǎng)達(dá)到Chandrasekhar

18、臨界質(zhì)量(5.86Ye2 M )時(shí), 廣義相對(duì)論效應(yīng)致使整個(gè)星體引力坍縮。急速坍縮過(guò)程中密度、溫度迅速增長(zhǎng)(但等離子體中微子發(fā)射過(guò)程延緩溫度增長(zhǎng))。當(dāng)達(dá)到爆炸性核燃燒條件時(shí),立即點(diǎn)燃爆炸性C燃燒，核燃燒波迅速向外傳播。從亞聲速的爆燃波演變?yōu)槌曀俚谋Z波，爆炸性C燃燒則演變?yōu)楸ㄐ缘?不完全)Si燃燒。它使得整個(gè)星體向外爆炸，幾乎不遺留致密殘骸。SNIa理論中尚待研究的問(wèn)題 彭秋和，Ia 型超新星爆發(fā)理論 I:主要觀測(cè)特征及爆發(fā)機(jī)理 天文學(xué)進(jìn)展，16 (1998)50 彭秋和， Ia型超新星爆發(fā)理論 II:理論研究中的重要疑難問(wèn)題 天文學(xué)進(jìn)展，16 (1998)60 彭秋和，演化和 恒星演化和

19、超新星爆發(fā)理論中某些重要問(wèn)題的核物問(wèn)題, 物理學(xué)進(jìn)展, 21(2001)225-236一一SNIa理論中尚待研究的問(wèn)題彭秋和, 恒星演化和超新星爆發(fā)理論中某些重要問(wèn)題中的核物理問(wèn)題, , 21(2001)225-236彭秋和，Ia 型超新星爆發(fā)理論 I:主要觀測(cè)特征及爆發(fā)機(jī)理 天文學(xué)進(jìn)展，16 (1998)50彭秋和， Ia型超新星爆發(fā)理論 II:理論研究中的重要疑難問(wèn)題 天文學(xué)進(jìn)展，16 (1998)60脈沖星 - 高速旋轉(zhuǎn)的中子星(Pulsar Rapidly Rotating Neutron Star)中子星概述：歷史、現(xiàn)狀脈沖星自轉(zhuǎn)減慢：觀測(cè)、理論、應(yīng)用高速中子星：觀測(cè)、統(tǒng)計(jì)模擬、理論

20、中子星的預(yù)言和脈沖星的發(fā)現(xiàn)1932年,Chadwick發(fā)現(xiàn)中子1932年, Landau 預(yù)言中子星(盧瑟福回憶錄)1934年Baade & Zwicky正式提出中子星觀念,并且作了天才的預(yù)言 恒星死亡 超新星爆發(fā) 中子星 超新星爆發(fā) 高能宇宙線的產(chǎn)生1967年Bell (導(dǎo)師Hewish)意外地發(fā)現(xiàn)射電脈沖星1968年Gold指出:脈沖星就是高速旋轉(zhuǎn)的中子星1983年毫秒脈沖星(基本上都是雙星系統(tǒng)內(nèi))的發(fā)現(xiàn)射電脈沖射電波段上發(fā)現(xiàn)觀測(cè)到的脈沖很復(fù)雜(由于地球運(yùn)動(dòng)影響,脈沖到達(dá)時(shí)間上出現(xiàn)頻率色散)各個(gè)單個(gè)脈沖彼此變化、不同。但多次射電脈沖平均后的脈沖輪廓非常穩(wěn)定脈沖周期非常穩(wěn)定(10-12)周期

21、(P)Interpulse (中介脈沖)P/10pulse脈沖星中子星的推斷星體脈動(dòng)的白矮星(?) P1s ; Crab 脈沖星:P=0.0334s高速旋轉(zhuǎn)中子星? GMm/r2 mV2rot/r , Vrot=2r/P, M=(4 /3)R3 (3 )/(GP2), G =6.6710-8 (cgs), PCrab(1/30)s 1.3 1011 g/cm3 (白矮星 106 g/cm3 )結(jié)論:脈沖星高速旋轉(zhuǎn)的中子星中子星(脈沖星)性質(zhì)概要質(zhì)量 (0.2-2.5)Msun 半徑 (10-20) km自轉(zhuǎn)周期 P 1.5 ms 8s (己發(fā)現(xiàn)的范圍)表面磁場(chǎng): 大多數(shù)脈沖星: 1010-10

22、13 Gauss磁星 (?) 1014-1015 Gauss表面溫度:105-106K 非脈沖(軟)x射線熱輻射脈沖星同超新星遺跡成協(xié)(?) 發(fā)現(xiàn)10個(gè)脈沖星的空間運(yùn)動(dòng)速度: 高速運(yùn)動(dòng)。 大多數(shù): V (200 500)km/s ; 5個(gè): V 1000km/s 中子星表面大氣的標(biāo)高與大氣層厚度 p = p0 exp-h/h0, h0 = kT/mg 表面重力加速度: g = GM/R2 1014 cm/s2 表面溫度 T 106K, R 10 km M Msun =2 1033 克 對(duì)氫原子 mH=1.6710-24 克h0 1 cm推論:中子星大氣層厚度 10 cm94顆脈沖(單)星的空間

23、速度V (km/s) 脈沖星數(shù) 所占百分比 100 71 3/4 300 36 38% 500 14 15% 1000 5 5%脈沖星的磁層光速園柱面開(kāi)放磁力線輻射束r=c/B封閉磁層中子星M = 1.4 MSunR= 10 kmB = 10 8 to 10 13 Gauss正常 射電脈沖星周期:十幾毫秒到幾秒。 集中在：0.1 s-1 sCrab 脈沖星(PSR B0531): P = 0.0334sVela 脈沖星(PSR B0833): P = 0.0893s自轉(zhuǎn)逐漸(穩(wěn)定地)變慢(周期, Spin down)原因: (主要原因)旋轉(zhuǎn)的脈沖星輻射消耗轉(zhuǎn)動(dòng)能或周?chē)e的旋轉(zhuǎn)物質(zhì)同磁層相互作

24、用脈沖星旋轉(zhuǎn)角動(dòng)量減少周期增長(zhǎng)率典型值：dP/dt 10-15ss-1射電脈沖星Millisecond 脈沖星(在密近雙星系統(tǒng)中或位于球狀星團(tuán)內(nèi)物質(zhì)密集區(qū)內(nèi)) P 幾毫秒它們不是年輕脈沖星,而是一種再生(或再加速,Recycle)脈沖星 :通過(guò)吸積它周?chē)D(zhuǎn)物質(zhì)而使脈沖星本身轉(zhuǎn)動(dòng)加快 螺旋槳機(jī)制 周期變率典型值：dP/dt 10-20 ss-1年輕脈沖星的Glitch現(xiàn)象脈沖周期平穩(wěn)地增長(zhǎng)背景上偶然地脈沖周期會(huì)突然變短(周期變化幅度為10-6-10-10),隨后較之前更迅速地變慢，持續(xù)直到恢復(fù)過(guò)去的周期增長(zhǎng)率。這種現(xiàn)象稱(chēng)為Glitch現(xiàn)象。Vela PRS 和Crab PSR, 3-4年出現(xiàn)一

25、次。后來(lái)陸續(xù)發(fā)現(xiàn)更多的脈沖星出現(xiàn)微Glitch現(xiàn)象(周期變短幅度低于10-12)glitchPtGlitch:脈沖周期突然變短現(xiàn)象脈沖星的射電輻射機(jī)理中子星表面殼層的脫出功很高，使得其表面以外存在一個(gè)很薄的真空隙(gap)。隨著脈沖星高速旋轉(zhuǎn), (通過(guò)單極感應(yīng)) 旋轉(zhuǎn)磁場(chǎng)在中子星兩磁極區(qū)誘導(dǎo)產(chǎn)生很強(qiáng)的電場(chǎng)(大致沿磁場(chǎng)方向)。在真空隙區(qū)內(nèi)一旦出現(xiàn)電子或正電子(偶爾外來(lái)的高能光子在強(qiáng)磁場(chǎng)下就可以產(chǎn)生正、負(fù)電子對(duì)),這個(gè)強(qiáng)電場(chǎng)將使它們迅速加速到很高的能量(1014eV)。這些極端相對(duì)論性的正、負(fù)電子沿著極區(qū)(略微彎曲的)磁力線向外運(yùn)動(dòng)時(shí)將輻射能量亦很高的光子。在強(qiáng)磁場(chǎng)下這些光子(當(dāng)它們同磁場(chǎng)斜交時(shí))

26、再次產(chǎn)生正、負(fù)電子對(duì); 在電場(chǎng)下它們?cè)偌铀?。這種級(jí)聯(lián)過(guò)程雪崩式地產(chǎn)生正、負(fù)電子對(duì)。在真空隙的上部大量高能正、負(fù)電子對(duì)沿著極區(qū)開(kāi)放(有些彎曲)磁力線運(yùn)動(dòng) 曲率輻射產(chǎn)生了我們觀測(cè)到的射電波段輻射而高能電子繞磁力線旋轉(zhuǎn)的同步加速輻射產(chǎn)生光學(xué)和x-ray輻射(在光學(xué)園柱面附近) RS(Ruderman-Sutherland)模型。只有當(dāng)磁軸和旋轉(zhuǎn)軸相互傾斜時(shí)，隨著脈沖星的旋轉(zhuǎn),沿磁軸方向射出的射電波才會(huì)呈現(xiàn)出一個(gè)個(gè)脈沖形式 燈塔效應(yīng)。X-射線脈沖星與磁星除了射電脈沖外，Crab等少數(shù)幾個(gè)脈沖星脈沖星在光學(xué)波段、X-ray 或 -ray也都呈現(xiàn)出(頻率相同的)脈沖輻射。其他的脈沖星只有射電脈沖輻射。包

27、含致密星的密近雙星系統(tǒng)內(nèi)光學(xué)主星的大氣物質(zhì)流向致密星時(shí)可能會(huì)伴隨發(fā)射X射線脈沖輻射，稱(chēng)為X-射線脈沖星。HMXB (高質(zhì)量x射線雙星系統(tǒng),約150多個(gè))己發(fā)現(xiàn)50多顆X-射線脈沖星; LMXB(低質(zhì)量x射線雙星系統(tǒng), 也有150多個(gè))只發(fā)現(xiàn)四、五個(gè)X-射線脈沖星,而且它們的磁場(chǎng)非常弱，低于1010Gauss SNR(超新星遺跡)內(nèi)的一類(lèi)射電寧?kù)o的X射線點(diǎn)源中 有的已探測(cè)到X射線脈沖AXPs (反常X射線脈沖星)SGRs(軟重復(fù)爆) 周期（5-12 s）, dP/dt 10-11ss-1 (典型值)在AXPs和SGRs中(迄今發(fā)現(xiàn)總數(shù)量已超過(guò)10個(gè)),磁場(chǎng)非常強(qiáng)， B (1014 - 1015

28、) Gauss稱(chēng)為磁星(Magnitar)高質(zhì)量X-ray雙星(HMXB)吸積物質(zhì)提供者是早型 (O, B)星, M10M (主星)150多個(gè)HMXB中己發(fā)現(xiàn)50多個(gè)x-ray脈沖星(其中光學(xué)主星多數(shù)為Be星)低質(zhì)量X-ray 雙星(LMXB)中子星(主星)充分演化的紅矮星(輔星)M1.2M吸積盤(pán)Roche 點(diǎn)150多個(gè)LMXB中只發(fā)現(xiàn)5多個(gè)x-ray脈沖星。一般認(rèn)為它們可能產(chǎn)生x-ray暴。例EXO0748-676EXO0748-676星周物質(zhì)X-ray暴的源X射線雙星X-ray雙星X-ray 脈沖星周期為1- 1000 s的規(guī)則脈沖星X-ray 暴Frequent Outbursts of

29、 10-100s durationwith lower, persistent X-ray flux inbetween I型X射線暴 Burst energy proportionalto duration of preceedinginactivity periodBy far most of the burstersII型X射線暴Burst energy proportionalto duration of followinginactivity period“Rapid burster”and GRO J1744-28 ?(Bursting pulsar:GRO J1744-28)Ot

30、hers(e.g. no bursts found yet)中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)核心3P2(各向異牲) 中子超流渦旋區(qū)1S0 (各向同性) 中子超流渦旋區(qū) (5-8)% 質(zhì)子 ( II 型超導(dǎo)體)(正常)電子Fermi氣體= (g/cm3)10141011104107內(nèi)殼(超富中子核、晶體、自由電子)外殼(重金屬晶體)夸克物質(zhì) ?1S0 和 3P2 中子超流體 1S0 中子超流 3P2 中子超流中子星內(nèi)的中子超流渦旋運(yùn)動(dòng)Vortex flow渦絲核心(正常中子流體)Vortex flow (Eddy current, Whirling fluid)n: 渦旋量子數(shù)渦旋管核心(正常中子狀態(tài)超流體量子化

31、環(huán)量( 渦旋強(qiáng)度):脈沖星自轉(zhuǎn)減慢（現(xiàn)有理論）磁偶極模型(標(biāo)準(zhǔn)模型)超流渦旋的中微子輻射(Peng et al.)盤(pán)吸積模型脈沖星表面電流效應(yīng)誕生初期的引力波輻射磁層表面歐姆加熱磁偶極模型 (Magnetic Dipole Model)輻射功率自轉(zhuǎn)能減慢磁場(chǎng)特征年齡, 制動(dòng)指數(shù) n (braking index)定義：變形式：磁偶極模型制動(dòng)指數(shù): n=3目前的觀測(cè)結(jié)果:只有5顆年輕的脈沖星的n的測(cè)定必較可靠從左上方向右下方的點(diǎn)線代表等磁場(chǎng)線從左下方向右上方的點(diǎn)線代表等年齡線(磁偶極模型)AXPs & SGRs在(P,dP/dt)圖上脈沖星的分布脈沖星N-LogB12 分布圖(觀測(cè))脈沖星研究中的重大疑難問(wèn)題自轉(zhuǎn)減慢