[論文レビュー] Apparent equation of state of compact stars within the Eddington-inspired Born-Infeld theory

Ali Ikhsanul Qauli, A. Sulaksono+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 11, 2017

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 1

ひとこと要約

本稿は、中性子星およびクォーク星の性質を、EddingtonにインspiredされたBorn-Infeld（EiBI）重力理論において調査する。相対論的平均場（RMF）およびCIDDMモデルを用いて状態方程式（EOS）を記述し、パルサーの質量・半径データを用いてEiBIパラメータ $\kappa$ を制約する。中性子星に対しては $2.7 \leq \kappa_g \leq 7.9 \times 10^{-2}\ \text{m}^5\text{kg}^{-1}\text{s}^{-2}$、クォーク星に対しては $1.6 \leq \kappa_g \leq 2.2 \times 10^{-2}\ \text{m}^5\text{kg}^{-1}\text{s}^{-2}$ を得た。これは、星のコンパクトネスおよび質量の上限が境界を決定している。

ABSTRACT

We investigate the compactness, masses and radii of realistic neutron stars (NSs) and quark stars (QSs) within the Eddington-inspired Born-Infeld (EiBI) theory of gravity, and the energy conditions of their apparent equation of states (EOSs). We show that the maximum compactness and maximum masses constraints extracted from the recent pulsars masses and radii observations can provide the upper and lower limits of $\kappa$ value of EiBI theory. By using BSP parameter set of relativistic mean field (RMF) model to describe NS core EOS including hyperons, it can be estimated that $ (2.7 \le \kappa_g \le 7.9) imes$ $ m 10^{-2} m^5 kg^{-1} s^{-2}$. If we use confined-isospin-density-dependent-mass (CIDDM) model with additional scalar Coulomb term with QSK046 parameter set to describe QS EOS, we can obtain lesser value i.e., $ (1.6 \le \kappa_g\le 2.2) imes$ $ m 10^{-2} m^5 kg^{-1} s^{-2}$. We have also observed that for large $\kappa$ values, mass-radius relations of NSs and QSs do not exceed causality restrictions because the compactness of NS and QS are saturated after passing certain large critical value. This observation is in agreement with the results obtained in Ref.\cite{Delsate12} for the case of pressure-less stars. We have also found that if $\kappa$ larger than certain non-zero value, the CIDDM with vector Coulomb model prediction of QS can reach the maximum mass $\gtrsim$ 2 $M_\odot$. We have found also that if the NS or QS EOS becomes stiffer, the upper limit of $\kappa$ from compactness constraint becomes smaller and lower limit of $\kappa$ from maximum masses constraint becomes larger. We also observe that the uncertainty of the systematic in canonical mass compact stars radii measurements data can affect the $\kappa$ range. It is also shown that the non-physical apparent EOS of NSs and QSs can satisfy the energy conditions.

研究の動機と目的

• パルサーの観測的質量・半径データを用いて、EddingtonにインスパイアされたBorn-Infeld（EiBI）重力パラメータ $\kappa$ を制約すること。
• 中性子星（NS）およびクォーク星（QS）のコンパクトネスおよび最大質量制約が $\kappa$ の許容範囲に与える影響を検討すること。
• 核の状態方程式（EOS）モデルとしてBSP（ハイパーポロンを含むRMF）およびスカラー／ベクトルクーロン項を含むCIDDMの違いが $\kappa$ の制約に与える影響を評価すること。
• 実際のEOSが物理的でない振る舞いを示しても、エネルギー条件を満たす可能性があるかどうかを検討すること。
• 標準的質量・半径測定における系統的不確実性が導かれる $\kappa$ 範囲に与える影響を分析すること。

提案手法

• ハイパーポロンを含む中性子星コアの状態方程式を記述するため、BSPパラメータセットを用いた相対論的平均場（RMF）モデルを採用する。
• クォーク星の状態方程式をモデル化するため、QSK046パラメータを用いた閉じ込められたスピン密度に依存する質量（CIDDM）モデルに加えて、スカラーおよびベクトルクーロン項を導入する。
• EddingtonにインスパイアされたBorn-Infeld（EiBI）重力理論を用いて、NSおよびQSの質量-半径関係を導出し、$\kappa$ パラメータを自由重力結合定数として組み込む。
• コンパクトネスを計算し、最近のパルサー計時およびX線観測による観測的制約と予測された質量-半径関係を比較する。
• NSおよびQSの実際のEOSに対するエネルギー条件（零、弱、強）を評価し、物理的妥当性を検討する。
• 標準的質量・半径測定における系統的不確実性を変化させることで、$\kappa$ の境界に対する感度分析を実施する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された中性子星の質量および半径と整合するEiBI理論における $\kappa$ の範囲は何か？
• RQ2 BSP（ハイパーポロンを含むRMF）およびクーロン項を含むCIDDMという、異なる状態方程式が $\kappa$ の制約に与える影響は何か？
• RQ3 大きな $\kappa$ 値において、中性子星およびクォーク星のコンパクトネスが飽和するか？そして、これは因果律の破綻を防ぐか？
• RQ4 $\kappa > 0$ であるEiBIモデルは、質量が $\gtrsim 2\,M_\odot$ のクォーク星を支持できるか？
• RQ5 質量・半径測定における不確実性は、導かれる $\kappa$ の境界にどのように影響を与えるか？

主な発見

• ハイパーポロンを含むBSP-RMF EOSを用いた中性子星に対して、EiBI重力パラメータ $\kappa_g$ は $2.7 \leq \kappa_g \leq 7.9 \times 10^{-2}\ \text{m}^5\text{kg}^{-1}\text{s}^{-2}$ に制約される。
• スカラーおよびベクトルクーロン項を含むCIDDM EOSを用いたクォーク星に対して、$\kappa_g$ は $1.6 \leq \kappa_g \leq 2.2 \times 10^{-2}\ \text{m}^5\text{kg}^{-1}\text{s}^{-2}$ に制約される。
• 大きな $\kappa$ 値において、中性子星およびクォーク星のコンパクトネスは飽和し、因果律の破綻を防ぐ。これは、圧力のない星に関する先行研究と整合的である。
• $\kappa$ が非ゼロの閾値を超えると、ベクトルクーロン項を含むCIDDMモデルは、質量が $\gtrsim 2\,M_\odot$ のクォーク星を予測する。これは観測と整合的である。
• より硬い状態方程式では、コンパクトネス制約から $\kappa$ の上界が小さくなり、最大質量制約から下界が大きくなる。
• 標準的質量・半径測定における系統的不確実性は、導かれる $\kappa$ 範囲に顕著な影響を与える。これは、データ品質に敏感であることを示唆する。
• 中性子星およびクォーク星の物理的でない apparent 状態方程式であっても、エネルギー条件を満たす可能性がある。これは、エネルギー条件だけでは物理的でないモデルを排除するには不十分であることを示唆する。