什么是脉冲星(PSR)?

脉冲星:具有周期性脉冲发射观测效应的致密天体(中子星、白矮星)

因目前观测到的脉冲星大多是中子星,所以按中子星的标准给出脉冲星的物理参数:

直径:10~20km #此项为估算,无需直接测量
质量:1.4~2.2$M_\odot$
密度:~$10^{17}kg* m^{-3}$倍数于原子核密度
磁场:~$10^{12} ~ 10^{15}Gauss$
自传周期:1ms~23s

中子星的物质结构

现在还没有一种能准确描述中子星物质结构的理论,这是因为实验室还无法准确制造那里的条件,导致了现在描述中子星结构的理论模型还挺多的,大家都各有各的道理。

目前对中子星结构的认识主要依赖于质量-半径关系,通过考虑广义相对论条件下的静态完美球体满足的流体力学星体平衡方程,我们可以得到无自旋的中子星物态方程(密度、压强仅为星体半径的函数):

上式中,m(r)为半径为r的球体内物质的引力质量。对中子星的内部物质(密度大于核物质密度时)来说,其密度的不同导致了中子星物态结构的差异。

一种较为传统的对中子星的描述:

900

一般认为中子星由大气、外壳、内壳、外核和内核组成。其中大气和外壳主要是一些电子简并气和离子,内壳层的主要物质为电子、自由中子和原子核,到了外核的时候中子成分逐渐增加成为主要成分,内核成分尚未明确quark-hadron transition&&quarks?

为了准确研究中子星的星体演化、物态方程、致密星体核物质组成、磁场演化和引力场强度等;对脉冲星的观测和数据收集是必不可少的一环。

脉冲星的观测量

想要准确建立中子星的理论模型,需要很多参数的支持,然而中子星通常离我们非常远、且尺度非常小~10km,导致了在光学上很难观测到(历史上第一次发现中子星并不是在光学波段直接看到的,而是由贝尔在射电波段观测到的)。所以我们大多数情况下只能通过观测那些能发射脉冲的旋转的中子星(脉冲星),通过观测脉冲星发射的脉冲信号的性质来反推中子星的参数。

接下来,F5会很有用

graph TD;
    观测量:.-脉冲星参数:;
    点源-->位置距离;
    色散效应-->位置距离;
    宽频带辐射-->磁场演化;
    周期脉冲和变化率-->磁场演化;
    周期脉冲和变化率-->自转参数;
    双星记时-->质量;
    双星记时-->所在环境;
    无对应观测量.->半径;
    无对应观测量.->密度分布;
    无对应观测量.->物质组成;

脉冲星的磁偶极辐射模型

这里仅简要介绍一下理论依据、使用范围和结论。

脉冲星的磁偶极辐射模型简单来说就是在观测的时候可以简单的把脉冲星看作远场倾斜旋转的磁偶极子,利用经典电动力学的磁偶极辐射模型不仅可以描述磁矩与磁场和中子星半径的关系,还能计算出远场的电磁场,从而得到坡印廷矢量和辐射功率。

若进一步假设脉冲星产生辐射的能量 = 旋转的动能的损失量,我们还能进一步得到星体的自转能损率$\dot{E}$、特征(极区)磁场强度$B_p$和特征年龄$\tau$:

自转能损率$\dot{E}$:

特征(极区)磁场强度$B_p$:

​ 这种方法因为假设了脉冲星的动能全部由磁偶极辐射损失,所以估算出脉冲星磁场的值往往过高。实际上脉冲星的高转速必然会导致星体偏离理想球体,从而使得由引力产生的四极辐射不可忽略;此外还有内部物质结构对转动惯量的影响和磁轴与自转轴夹角的不确定性等因素对估算结果造成的影响。

特征年龄$\tau$:

中子星族群分类和演化

上图是中子星族群分类和演化图,当观测样本量足够多的时候,它能够让我们理解中子星族群分布(对观测目标进行分类)和演化路径。

比如毫秒脉冲星基本都位于上图的左下角,形成了一块‘族群’。利用观测量我们可以知道毫秒脉冲星不仅转得非常快,其周期变化率也非常的低,利用P和$\dot{P}$可以估算出其磁场也比正常脉冲星低,利用双星轨道动力学计算出毫秒脉冲星的平均质量大于正常脉冲星,约为1.57$M_\odot$;结合毫秒脉冲星大多在LMXB中,天文学家就推测毫秒脉冲星一般是在双星系统中通过吸积产生的,且伴星质量通常较小,伴星演化到后期膨胀至充满洛希瓣后,主星通过吸积伴星的过程获得质量和角动量,直至把自转周期加速至毫秒量级,且伴星物质在磁极的堆积导致了脉冲星磁场逐渐减小,使转动动能难以通过脉冲辐射释放掉,从而导致了毫秒脉冲星的周期变化率$\dot{P}$很低。又因为自转周期加速到毫秒级别需要一段很长的吸积过程,故毫秒脉冲星的年龄一般特别大。