中子星壳层中的介观钉扎力

中子星的壳层被认为由浸没在自由电子和中子海洋中的原子核晶格组成。由于中子是超流体，其角动量由量化涡旋阵列承载。这些涡旋可以钉扎在原子核晶格上，阻止中子超流体减速，从而使其能够储存角动量，随后灾难性地释放，引发脉冲星 glitch。该模型的一个关键成分是晶格能对涡旋施加的最大钉扎力，因为这使我们能够估计 glitch 期间可交换的角动量。在本文中，我们首次对作用于浸没在壳层中的涡旋的、源于介观涡旋 - 晶格相互作用的单位长度钉扎力进行了详细且定量的计算。我们考虑了真实的涡旋张力，允许原子核位移，并对晶体相对于涡旋的所有可能取向进行了平均。我们发现，正如预期的那样，介观钉扎力对于较长的涡旋会变弱，且通常远小于基于与晶体对齐的涡旋的先前估计值。尽管如此，我们获得的力仍具有 $f_{\rm{pin}}\approx 10^{15}$ dyn/cm 量级的最大值，如果在事件期间恒星的一部分发生解耦，这仍足以允许在壳层中储存足够的角动量以解释大型 Vela glitch。