超 新 星 与 中 子 星 彭秋和 (南京大学天文系)

历史上的超新星 爆发时间 (AD) 光度极大星等 发现者 遗迹 185 ? -8 中国天文学家 RCW 86 393 -1 837 ? -8 ? IC 443 1006 -10 中/阿天文学家 SN 1006 1054 -5 中/日天文学家 Crab Nebula 1181 3C 58 1572 -4 Tycho Brahe Tycho 1604 -3 Kepler 1680 5 ? John lamsteed Cas A 1987 +2.9 Ian Shelton SN 1987A

---蟹状星云(Crab) 及其脉冲星(PSR0531) 1054超新星遗迹 ---蟹状星云(Crab) 及其脉冲星(PSR0531)

近代超新星研究的序幕 1934年Baade & Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。 恒星死亡  超新星爆发  中子星 超新星爆发 高能宇宙线的起源 1942年Gamow利用Urca过程机制来探讨大质量恒星晚期核心坍缩的可能性 1960年丘宏义等人首先研究大质量恒星内正负电子对湮灭发射中微子对过程并提出它可能导致超新星爆发。这实际拉开了现代高能天体物理理论研究的序幕。 1966年Colgate 从流体动力学出发,首次从解析角度探讨了超新星核心坍缩的动力学过程。正式拉开了现代超新星研究的序幕

分类：I型（Ia, Ib/Ic）—无H线；II型—有H线 超新星分类 分类：I型（Ia, Ib/Ic）—无H线；II型—有H线 光变曲线不同

Ia Ib Ic II 无氢光谱线 以氢光谱线 为 最强 中子星 (呈现为脉冲星) 或者黑洞 ? Spectral Type Ib Ic 无硅光谱线 明显硅(Sinicon) (吸收)谱线 无氦光谱线 明显的氦 (吸收)光谱线 物理机制 吸积白矮星 的热核爆炸 大质量恒星演化 终 结时核心坍缩 (在红巨星阶段通过强大的星风 可能己经丧失它的止氢包层甚至氦包层) 光变曲线 单纯、线性下降 L(线性下降)、P(呈现平台)、I(不规则)三类 中微子发射  100  可见光能量 不重要 致密残骸 无 中子星 (呈现为脉冲星) 或者黑洞 ? Rate / h2 SNu 0.36  0.11 0.71  0.34 0.14  0.07 Observed Total  2000 as of today (nowadays 200/year)

两类超新星的主要特征 超新星类型 Ia II 极大光度 3 x 109 L⊙ 3 x 108 L⊙ 光谱 无氢光谱线;重元素光谱线很多;后期Fe线最强 最强的是氢光谱线 前身星 双星系统中的白矮星 大质量恒星 爆发原因 伴星物质被致密白矮星吸积而流入白矮星 大质量恒星的铁核心坍缩 爆发物理机制 吸积白矮星C/O 核心的热核大爆炸 转化为铁族元素 从新生中子星表面向外行进的反弹激波:中微子压强 残骸 无致密残骸 中子星 超新星遗迹内的核产物 主要是铁 各种元素都有

硅燃烧阶段结束 M≈(12-25)M⊙ H-包层 Fe 核心 T  (3-5)109K   3109K 大质量恒星热核演化结束 Ne-燃烧壳层 C-燃烧壳层 O-燃烧壳层 Si-燃烧壳层 Fe 核心 T  (3-5)109K   3109K He-燃烧壳层

电子俘获过程 :引起 超新星核心坍缩的关键过程 大质量恒星核心坍缩的主要原因 电子俘获过程 :引起 超新星核心坍缩的关键过程 QEC (A,Z): 原子核 (A,Z)电子俘获的能阈值

重要原子核电子俘获的密度阈值 表中EC过程的能阈值己扣除电子的静止能量

广义相对论引力坍缩的临界密度 c(GR) 同 EC 的比较: 结论: 引起SNII( SNIb、SNIc )核心坍缩的首要物理因素是电子俘获过程(EC)。 引起吸积白矮星坍缩(它导致SNIa 爆发)的主要因素是广义相对论效应。 (光子致使铁原子核碎裂反应只是辅助因素) 导致超巨质量恒星坍缩的主要因素是电子对湮灭为中微子对过程 e+ +e-   +反

核心坍缩型超新星爆发机制 内核心:同模坍缩 Vr  r (亚声速区) 外核心:自由坍缩 Vr ~ Vff/2 M内核心 ~ 0.6 M⊙ 内外核心交界面附近: Vr ~ (1/8 –1/4) c (光速)

超新星的瞬时爆发机制(1) 随着星体坍缩的进行，星体中心的密度迅速增长。一旦它达到原子核密度(2-4)nuc (nuc = 2.81014 g/cm3) 以上，核子的非相对论简并压强超过了电子的相对论简并压强，物质状态方程 P   中的多方指数=5/3, 变成了稳定的系统，不再坍缩。但由于惯性，直到中心密度达到 时，内核心的坍缩才完全中止。而内核心外围的物质却继续以超音速坍塌，它们猛烈地撞击在突然停止坍缩的坚硬的内核心上，因而在内核心外不远处立即产生一个很强的向外行进的反弹激波，其能量高达 Eshock ~ 1051-52 ergs。

这个光致裂变反应过程耗费反弹激波的能量为 这巨大的能量是由星体核心在坍缩过程中释放出的自引力势能转化而来的。激波波阵面后的温度上升到 1011K 以上，平均热运动能量高达 10 MeV, 超过了56Fe 平均每个核子的结合能( 8.8 MeV)。铁族元素的原子核很快地被热光子打碎: 这个光致裂变反应过程耗费反弹激波的能量为 M⊙(56F)

如果 则激波可以冲出外核心。而且当它完全摧毁外核心的全部铁核以后，初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即 1049ergs),残留的激波就可以把整个星幔和大气抛向太空，形成超新星的爆发。上述图像就称为瞬时爆发机制。 如果 特则当上述反弹激波尚未穿透外核心之前，激波能量全部都消耗在铁核光致裂解的过程中。它不可能把星幔和大气层吹散。不会导致超新星的爆发。而且由于核心外围的星幔和大气继续问中心坠落，原来向外行进的反弹激波转变成为一个吸积驻激波。也就是说，这种情形下，瞬时爆发机制失败。 结论:瞬时爆发机制能否成功的关键在于它的外(铁)核心的质量是否过大?  迄今对所有合理的模型计算而言，瞬时爆发机制是不成功的((铁)核心的质量太大)。

中微子延迟爆发机制 为了解释瞬时爆发的困难，Wilson(Bowers, Wilson, 1985)等人提 出了中微子的延迟爆发机制。可以由下图加以说明： 本图描述了反弹激波在停止后景象。 为激波所在的位置，此处物质以 的速度向下降落（速度接近自由落体）。物质经过激波的减速之后，以较为缓慢的速度经过加热和冷却区向新生中子星的表面运动。 为中微子球半径 新生中子星的半径。 加热和冷却相平衡处的半径。而前中子星中的能量沉积来源于物质对于电子中微子的吸收。

中微子延迟爆发机制中两个尚未解决的关键问题 1)   新生的高温中子星能否在非常短的时标内产生如此巨大的中微子流?产生如此强大的中微子流的具体物理过程是什么? (凝聚的中微子发射? 核物质向(u,d)夸克物质的转化? 均未成功) 2) 即使在极短时标内出现了强大的中微子流，它们同物质相互作用究竟能否产生如此强大的向外冲压，导致超新星的爆发，而且爆发物质向外的初始速度高达 104 km/s 左右，爆发总动能否达到 1049 erg?

我们的研究 :巨大中微子流如何在瞬间产生? 1995年，我们南京大学研究小组(Dai Z. Peng Q. and Lu T. ApJ., 1995,440:815)提出了由超新星坍缩核心形成的高温中子-质子星内相继出现的核物质-(u,d)两味夸克-(s,u,d)三味夸克的相变过程 u + e-  d +e , u + e-  s +e , u + d  u + s 将在短于1微秒的时标内产生大量中微子流，其平均能量为10MeV左右，总能量达 以上。这种相变过程导致星体核心区出现负熵梯度引起内外物质的Schwarshild对流将使这强大中微子流向外输送,迅速抵达中微子球表面。 我们提出的这种机制大大有利于中微子延迟爆发机制。在我们的初步探讨中，我们用理想Fermi气体作为夸克系统的最简单模型。很快地，印度德里大学的一个研究小组在我们研究的基础上，进一步计入了夸克之间相互作用，发现中微子流量将更加增强1/4左右。目前这方面研究还在深入之中。

SNII仍然未解决的关健问题 中微子流能否激活强大的向外激波? 迄今仍然也是悬案。人们不仅考虑了己知各种粒子( e-, e+, p, n, , 0，,以及 16O等原子核)同中微子的相互作用，而且还探讨了在致密等离子体中，中微子振荡有可能引起这种相互作用的增强。但上述中微子流仍然无法产生如此强大的冲压。也就是说，即使中微子延迟爆发机制，迄今卜在理论上人们也仍然无法自洽地实现超新星的爆发(向外爆发总动能达到 1049 erg 以上。

我们新近的探讨:电荷屏蔽效应对电子俘获过程以及坍缩核心质量影响的研究 同太阳内不同, 超新星内电子俘获过程是当电 子的Fermi 能超过电子俘获的能阈值时，Fermi 面附近的电子打入原子核而发生的。在这种情形下，电荷屏蔽效应从三方面对电子俘获过程有着重要影晌:1)降低入射电子的能量，2)使超过电子俘获能阈值的电子数目减少，3)等效於提高了电子俘获的能阈值。我们已经对这一问题进行过初步试探性研究(1996,2000, 2003)。 利用通常人们采用的等离子体强屏蔽的Salpeter屏蔽公式，我们发现, 在超新星内物质高密度环境下电荷屏蔽效应对 等少数几种原子核上电子俘获率的影响可达30-80%。最近，我们还对超新星内部电子俘获率最高的20个核素进行这种计算 (由于不同原子核的结构大不相同，这种计算是相当麻烦的)。 电荷屏蔽效应提高了电子俘获过程的有效能阈值，由此明显地提高了爆前超新星核心坍缩的临界密度阈数值，这必将导致实际坍缩(以铁为主要成份的)核心质量低于迄今国际上(未考虑电荷屏蔽效应)计算的数值。只要坍缩核心质量减少3-5%，至今仍然一筹莫展的超新星瞬时爆发机制有可能成功。但是，我们如果采用等离子体强屏蔽的Salpeter公式，则发现它只能使超新星坍缩核心的质量降低1%。

电荷屏蔽效应对56Ni、55Co 电子俘获率的影响 56Ni的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K，5*109K和109K的情形 横坐标为物质质量密度(对数标,应为log()) 纵坐标为 C = s/  ; 为电子俘获率, 上标s代表电荷屏蔽。 55Co的电荷屏蔽效应随密度的变化，点线、线段和实线分别对应的是温度为1010K ,5*109K和3.24*109K 的情形

超新星爆发前夕主要核素的电子俘获率 、 s 分别是未计及和考虑电荷屏蔽效应下的电子俘获率影响。这里的核素由于电荷屏蔽的影响俘获率要比原来下降10%-15% 左右。(罗志全，彭秋和， 1996)

引起大质量恒星核心大规模坍缩的首要原因 中子剩余参量:  (Nn-Np)/((Nn+Np) ),  =1-2Ye Mch =5.84 Ye2 M⊙ 在硅燃烧开始后不久，星体核心内仍以对称核物质(56Ni)为主， 中子剩余参量   0.001 或 Ye  0.495。 相应的Chandrasekhar 极限质量为1.43M⊙. 硅燃烧阶段时标是相当短的: 最多为几天(有对流情形)或几个小时(无对流情形)。 因此，只有在大量和快速的(原子核上)电子俘获过程之后，电子丰度 Ye才会显著减少(或中子剩余参量  明显增长)。 电子简并气体中电子俘获一旦大量进行，星体核心将在动力学上变为不稳定，发生引力坍缩现象。 即电子俘获过程是导致大质量恒星核心坍缩的第一位物理因素。

tEC(56Ni, r= Rc) < t hydro(r=Rc)  4.46 10-1/2(Rc) ms (A) 大质量恒星核心大规模坍缩开始时的临界点 大质量恒星核心坍缩的临界点条件是: 星体核心内原子核56Ni上电子俘获过程非常迅速，其特征时标短于流体动力学时标: 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) (声速)  Rc,6Ye-2/3 9-1/6 ms (B) tEC(56Ni, r= Rc) = [ EC(ne)]-1 , ne= NAYe  以前在计算电子俘获率EC时,并未考虑电荷屏蔽效应。 当考虑电荷屏蔽效应后, EC  sEC < EC , tsEC > tEC 因此, 满足条件(A) (或(B))的临界点处的密度值*要求更高, 或只有在更高的密度 (对应的Rc也更小)点以内的物质才会极迅速地向内坍缩。因而，由于电荷屏蔽效 应的影响，坍缩核心质量必定小于原来未考虑电荷屏蔽效应时的数值。即 Msc < Mc 结论:考虑电荷屏蔽效应必定会使得超新星坍缩核心质量数值下降，有利于瞬时爆发机制。 具体研究必须结合最新核物理研究进行数值模拟计算。

Ia型超新星爆发机制 密近双星系统大质量吸积白矮星的质量增长达到Chandrasekhar临界质量(5.86Ye2 M⊙ )时, 广义相对论效应致使整个星体引力坍缩。急速坍缩过程中密度、温度迅速增长(但等离子体中微子发射过程延缓温度增长)。当达到爆炸性核燃烧条件时,立即点燃爆炸性C燃烧，核燃烧波迅速向外传播。从亚声速的爆燃波演变为超声速的爆轰波，爆炸性C燃烧则演变为爆炸性的(不完全)Si燃烧。它使得整个星体向外爆炸，几乎不遗留致密残骸。

SNIa理论中尚待研究的问题 彭秋和，Ia 型超新星爆发理论 I:主要观测特征及爆发机理 天文学进展，16 (1998)50 彭秋和， Ia型超新星爆发理论 II:理论研究中的重要疑难问题 天文学进展，16 (1998)60 演化和 恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题的核物问题, 物理学进展, 21(2001)225-236 一一

SNIa理论中尚待研究的问题 彭秋和，Ia 型超新星爆发理论 I:主要观测特征及爆发机理 天文学进展，16 (1998)50 彭秋和， Ia型超新星爆发理论 II:理论研究中的重要疑难问题 天文学进展，16 (1998)60 彭秋和, 恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题中的核物理问题, <物理学进展>, 21(2001)225-236

脉冲星 --- 高速旋转的中子星 (Pulsar — Rapidly Rotating Neutron Star) 中子星概述：历史、现状 脉冲星自转减慢：观测、理论、应用 高速中子星：观测、统计模拟、理论

中子星的预言和脉冲星的发现 1932年,Chadwick发现中子 1932年, Landau 预言中子星(卢瑟福回忆录) 1934年Baade & Zwicky正式提出中子星观念,并且作了天才的预言 恒星死亡  超新星爆发  中子星 超新星爆发 高能宇宙线的产生 1967年Bell (导师Hewish)意外地发现射电脉冲星 1968年Gold指出:脉冲星就是高速旋转的中子星 1983年毫秒脉冲星(基本上都是双星系统内)的发现

射电脉冲 周期(P) pulse ~P/10 Interpulse (中介脉冲) 射电波段上发现 观测到的脉冲很复杂(由于地球运动影响,脉冲到达时间上出现频率色散) 各个单个脉冲彼此变化、不同。但多次射电脉冲平均后的脉冲轮廓非常稳定 脉冲周期非常稳定(10-12) 周期(P) pulse ~P/10 Interpulse (中介脉冲)

脉冲星—中子星的推断 ×星体脉动的白矮星(?) P>1s ; Crab 脉冲星:P=0.0334s 高速旋转中子星? GMm/r2 >mV2rot/r , Vrot=2r/P, M=(4 /3)R3   > (3 )/(GP2), G =6.6710-8 (cgs), PCrab~(1/30)s   > 1.3 1011 g/cm3 (白矮星  ~106 g/cm3 ) 结论:脉冲星—高速旋转的中子星

中子星(脉冲星)性质概要 质量 ~ (0.2-2.5)Msun 半径 ~ (10-20) km 自转周期 P ~ 1.5 ms –8s (己发现的范围) 表面磁场: 大多数脉冲星: 1010-1013 Gauss 磁星 (?) 1014-1015 Gauss 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: V ~ (200 –500)km/s ; 5个: V >1000km/s

中子星表面大气的标高与大气层厚度 p = p0 exp{-h/h0}, h0 = kT/mg 表面重力加速度: g = GM/R2 ~ 1014 cm/s2 表面温度 T ~ 106K, R ~ 10 km M ~ Msun =2 ×1033 克 对氢原子 mH=1.67×10-24 克 h0 ~ 1 cm 推论:中子星大气层厚度 ~ 10 cm

94颗脉冲(单)星的空间速度 V (km/s) 脉冲星数 所占百分比  100 71 3/4  300 36 38%  100 71 3/4  300 36 38%  500 14 15%  1000 5 5%

脉冲星的磁层

辐射束 r=c/ 开放磁力线 光速园柱面 B 封闭磁层 中子星 M = 1.4 MSun R= 10 km B = 10 8 to 10 13 Gauss

射电脉冲星 Millisecond 脉冲星 正常 射电脉冲星 (在密近双星系统中或位于球状星团内物质密集区内) P ~ 几毫秒 它们不是年轻脉冲星,而是一种再生(或再加速, Recycle)脉冲星 :通过吸积它周围旋转物质而使脉冲星本身转动加快 — 螺旋桨机制 周期变率典型值： dP/dt ~ 10-20 ss-1 正常 射电脉冲星 周期:十几毫秒到几秒。 集中在：0.1 s-1 s Crab 脉冲星(PSR B0531): P = 0.0334s Vela 脉冲星(PSR B0833): P = 0.0893s 自转逐渐(稳定地)变慢(周期, Spin down) 原因: (主要原因)旋转的脉冲星辐射消耗转动能或周围吸积的旋转物质同磁层相互作用脉冲星旋转角动量减少 周期增长率典型值： dP/dt ~10-15ss-1

年轻脉冲星的Glitch现象 P glitch t Vela PRS 和Crab PSR, 3-4年出现一次。 后来陆续发现更多的脉冲星出现微Glitch现象(周期变短幅度低于10-12) Glitch:脉冲周期突然变短现象 P glitch t

脉冲星的射电辐射机理 中子星表面壳层的脱出功很高，使得其表面 以外存在一个很薄的真空隙(gap)。 随着脉冲星高速旋转, (通过单极感应) 旋转磁 场在中子星两磁极区诱导产生很强的电场(大 致沿磁场方向)。 在真空隙区内一旦出现电子或正电子(偶尔外来的 高能光子在强磁场下就可以产生正、负电子对),这 个强电场将使它们迅速加速到很高的能量(1014eV)。 这些极端相对论性的正、负电子沿着极区(略微弯 曲的)磁力线向外运动时将辐射能量亦很高的光子。 在强磁场下这些光子(当它们同磁场斜交时)再次 产生正、负电子对; 在电场下它们再加速….。 这种级联过程雪崩式地产生正、负电子对。在真空 隙的上部大量高能正、负电子对沿着极区开放(有 些弯曲)磁力线运动 —曲率辐射产生了我们观测到的射电波段辐射 而高能电子绕磁力线旋转的同步加速辐射产生光学和x-ray辐射(在光学园柱面附近) — RS(Ruderman-Sutherland)模型。 只有当磁轴和旋转轴相互倾斜时，随着脉冲星的旋 转,沿磁轴方向射出的射电波才会呈现出一个个脉 冲形式 — 灯塔效应。

X-射线脉冲星与磁星 除了射电脉冲外，Crab等少数几个脉冲星脉冲星在光学波段、X-ray 或 -ray也都呈现出(频率相同的)脉冲辐射。其他的脉冲星只有射电脉冲辐射。 包含致密星的密近双星系统内光学主星的大气物质流向致密星时可能会伴随发射X射线脉冲辐射，称为X-射线脉冲星。 HMXB (高质量x射线双星系统,约150多个)己发现50多颗X-射线脉冲星;  LMXB(低质量x射线双星系统, 也有150多个)只发现四、五个X-射线脉冲星,而且它们的磁场非常弱，低于1010Gauss  SNR(超新星遗迹)内的一类射电宁静的X射线点源中 有的已探测到X射线脉冲 AXPs (反常X射线脉冲星) SGRs(软重复爆) 周期（5-12 s）, dP/dt ~10-11ss-1 (典型值) 在AXPs和SGRs中(迄今发现总数量已超过10个),磁场非常强， B ~ (1014 - 1015 ) Gauss 称为磁星(Magnitar)

高质量X-ray双星(HMXB) 吸积物质提供者是早型 (O, B)星, M>10M⊙ (主星) 150多个HMXB中己发现50多个x-ray脉冲星(其中光学主星多数为Be星)

低质量X-ray 双星(LMXB) 150多个LMXB中只发现5多个x-ray脉冲星。 一般认为它们可能产生x-ray暴。例EXO0748-676 中子星(主星) 充分演化的 红矮星(辅星) M<1.2M⊙ Roche 点 吸积盘

EXO0748-676 X-ray暴的源 星周物质

X射线双星 X-ray双星 X-ray 脉冲星 X-ray 暴 II型X射线暴 I型X射线暴 Others (e.g. no bursts found yet) X-ray 脉冲星 周期为1- 1000 s的 规则脉冲星 X-ray 暴 Frequent Outbursts of 10-100s duration with lower, persistent X-ray flux inbetween (Bursting pulsar: GRO J1744-28) II型X射线暴 Burst energy proportional to duration of following inactivity period “Rapid burster” and GRO J1744-28 ? I型X射线暴 Burst energy proportional to duration of preceeding inactivity period By far most of the bursters

中子星内部结构 夸克物质 ??? 核心 104 = (g/cm3) 107 1011 内壳 (超富中子核、晶体、自由电子) 1014 1S0 (各向同性) 中子超流涡旋区 3P2(各向异牲) 中子超流涡旋区 核心 (5-8)% 质子 ( II 型超导体) (正常)电子Fermi气体 夸克物质 ??? 外壳(重金属晶体)

1S0 和 3P2 中子超流体 1S0 中子超流 3P2 中子超流

中子星内的中子超流涡旋运动 Vortex flow 涡丝核心(正常中子流体)

Vortex flow (Eddy current, Whirling fluid) 量子化环量( 涡旋强度): 超流体 涡旋管核心(正常中子状态 n: 涡旋量子数

脉冲星自转减慢（现有理论） 磁偶极模型(标准模型) 超流涡旋的中微子辐射(Peng et al.) 盘吸积模型 脉冲星表面电流效应 诞生初期的引力波辐射 磁层表面欧姆加热

磁偶极模型 (Magnetic Dipole Model) 辐射功率 自转能减慢 磁场 特征年龄 ,

制动指数 n (braking index) 定义： 变形式： 磁偶极模型制动指数: n=3

在(P,dP/dt)图上脉冲星的分布 从左上方向右下方的点线代表等磁场线 从左下方向右上方的点线代表等年龄线 (磁偶极模型) AXPs & SGRs

脉冲星N-LogB12 分布图(观测)

脉冲星研究中的重大疑难问题 自转减慢(Spin down)机制? 脉冲星射电 (X-ray, -ray)辐射机制? 辐射产生区域? 年轻脉冲星Glitch现象产生机制? 制动指数 n<3 (同磁偶极辐射(标准)模型不符)? 磁星? 脉冲星非常高(空间)运动速度产生机制? 是否存在奇异(夸克)星?

Malov统计(2001,Astronomy Reports, Vol.45,389) Log(dP/dt)-15=(1.750.56)logP – (0.01 0.15) (对 P>1.25s 脉冲星(87个)) 对 P > 1s.25 脉冲星 自转减慢只能由中国小组的NSV(中子超流涡旋)模型描述; 对 0s.1 < P < 1s.25 脉冲星 自转减慢可由磁偶极辐射和NSV辐射联合模型来描述。 (Peng, Huang & Huang 1982; Peng, Huang & Huang, 1980 ; Huang, Lingenfelter, Peng and Huang, 1982)

中子星的超流涡旋管(涡丝) 涡丝核心区域内为正常中子流体 当中子星内部温度 T< /kB下, 中子系统处于超流状态 核心半径: 涡丝间的距离: 涡丝间的间距为宏观尺度。每个涡旋管内的绝大多数中子处于超流状态 能隙(Cooper对的结合能): 当中子星内部温度 T< /kB下, 中子系统处于超流状态

中子超流涡旋的两种辐射 中微子回旋辐射––For Spin down (Peng, Huang & Huang 1982) 原理:按照粒子物理学中Wenberg – Salam 弱电统一理论, 作回旋运动的中子会辐射中微子-反中微子对 (类似于作回旋运动的电子会辐射一对光子) 出射的中微子直接逃逸出中子星,消耗中子星转动能，带走角动量，使脉冲星自转减慢。 2) 各向异性的中子超流涡旋的磁偶极辐射–– For Heating 原理: 3P2 中子Cooper对具有磁矩,在回旋运动中它产生(x-射线)辐射。被中子星物质吸收而使中子星加热。 (Peng, Huang & Huang, 1980 ; Huang, Lingenfelter, Peng and Huang, 1982)

脉冲星(自转减慢)混杂(Hybrid)模型 脉冲星转动动能损失率 周期增长率 超流涡旋的演化(假设)

比较 混杂模型 磁偶极辐射模型  < 3  n <3

中微子左右不对称导致中子星的反冲 J Jf  Ji p n n

中子星的加速曲线 V(Km/s) P/P0

模型下中子星的加速曲线

NSV模型的主要结论 1) 逐渐加速模型 加速时标: 200-300 years 中子星能够达到的最大速度同它的初始周期紧密相关 Vmax  1000 km/s 当 P0 < 0.7 ms Vmax>100 km/s 当 P0< (2-3)ms Vmax > 2500 km/s 当 P0 ~0.4ms 3) 加速方向沿中子星自转轴方问，Crab PSR 和 Vela PSR的观测 正好同模型预言相一致。 4) 对于具有相同初始周期的脉冲星而言,磁场较弱者所获得的空间速度更高。