[論文レビュー] A Natural Explanation for Magnetars

D. Bhattacharya, Vikram Soni|arXiv (Cornell University)|May 4, 2007

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 2被引用数 8

ひとこと要約

本稿では、重力崩壊中に強い磁化されたパイオン凝縮核を有する中性子星から磁星が形成されることを提案している。初期段階では、導電性の包層によって磁束がスクリーニングされている。スクリーニング電流が約10⁴年間にわたりアンビポーラ拡散によって減少することで、磁気エネルギーが解放され、観測された磁星活動（準安定X線放射や巨大フレアなど）を駆動する。これにより、短い回転減速年齢と狭い周期分布が説明される。

ABSTRACT

We explore the possibility that a magnetar may owe its strong magnetic field to a magnetized core which, as indicated by certain equations of state, may form due to phase transitions at high density mediated by strong interaction within a sufficiently massive neutron star. We argue that the field derived from such a core could explain several inferred evolutionary behaviors of magnetars.

研究の動機と目的

• 標準的なパulsarモデルでは説明できない超高磁場（約10¹⁵ G）が磁星にどのように生じるかを説明すること。
• 強力な磁場が長期間にわたり存在するにもかかわらず、磁星活動が短命（約10⁴年）であるという謎を解明すること。
• 高密度の中性子星物質に磁化されたコアが、観測された磁星の振る舞いを自然に説明できるかを調査すること。
• 特に最大質量限界に近い質量の巨大中性子星において、そのようなコアが形成される条件を調査すること。
• 磁星がなぜ主に質量の大きな前身星と関連しているかを、コアの磁場進化とスクリーニングダイナミクスに基づいて明確にすること。

提案手法

• 密度の高い核物質におけるスピン整列による磁場生成を仮定し、中性子星の崩壊過程で強磁化コアが形成されることをモデル化する。
• レンツの法則を適用して、周囲のnpeプラズマにおけるスクリーニング電流をシミュレートし、コアの磁束を閉じ込め、表面への即時の検出を防ぐ。
• パイオン凝縮またはストレンジクォーク物質を含む状態方程式を用いて、高密度におけるコアの安定性と磁気的性質を記述する。
• アンビポーラ拡散を用いて磁場緩和の timescale を推定し、特徴的な時間スケールは約5×10⁴ / (B₁₆²T₈.₅⁶) 年である。
• 閉じ込められた磁場状態と緩和されたダイポール状態のエネルギー予算を比較し、放射に利用可能な余剰エネルギーが存在することを示す。
• 星の質量と熱的歴史が磁場の出現に与える影響を評価し、若く高温なコア崩壊残骸と、古く冷たい降着誘発中性子星の違いを明確にする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星に強い磁化されたコアが存在する場合、それが磁星の高エネルギー放射と一時的な活動を説明できるか？
• RQ2 強力な磁場が存在するにもかかわらず、磁星が狭い回転周期分布（5–12秒）と短い回転減速年齢（約10⁴年）を示すのはなぜか？
• RQ3 コアの磁気エネルギーが約10⁴年間にわたりどのようにして解放され、観測されたフレアや準安定放射を駆動しているのか、その物理的メカニズムは何か？
• RQ4 磁星がなぜ主に質量の大きな前身星と関連しているのか。また、コア形成は星の質量にどのように依存するのか？
• RQ5 降着誘発中性子星では、内部温度が低いためアンビポーラ拡散が遅れ、磁場の出現が観測可能なスケールを超えて遅れるため、磁星活動が抑制される可能性はあるか？

主な発見

• 最大質量限界（約1.6 M☉）に近い質量の磁化パイオン凝縮コアを有する中性子星は、磁束の排出とその後の緩和によって、必要な表面磁場（約10¹⁵ G）を自然に生成できる。
• 磁場は初期段階で導電性プラズマによってスクリーニングされ、余剰磁気エネルギーが貯蔵され、アンビポーラ拡散によって約10⁴年間にわたり放出される。これは磁星の観測された回転減速年齢と一致する。
• 磁場の出現にかかる時間スケールは約5×10⁴ / (B₁₆²T₈.₅⁶) 年であり、これは質量が大きく高温な新生中性子星では十分短いが、冷たい降着誘発中性子星では長すぎる。
• 磁星活動は、質量が30 M☉以上の前身星から形成された中性子星に限定して予測される。これは、若い超新星残骸や質量の大きな星団における観測的関連性と整合する。
• 本モデルは、表面磁場がコア磁場の緩和によって上昇することで、異常X線パulsar（AXPs）からソフトガンマリピーター（SGRs）への遷移を説明できる。
• 降着誘発中性子星は、冷たい内部構造がアンビポーラ拡散を抑制し、磁場の出現が観測可能なスケールを超えて遅れるため、磁星活動を示す可能性は低い。