[論文レビュー] Birth rates of SGRs and AXPs: delayed amplification of magnetic field

D. A. Leahy, Rachid Ouyed|ArXiv.org|Oct 10, 2007

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 8被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、磁星（AXPs/SGRs）が通常の磁場（約10^12 G）を伴って形成され、約300–900年後に中性子星からクォーク星への転移に伴い、色反強磁性によって磁場が増幅され、10^14–10^15 Gに達すると提案している。この遅延した増幅は、1/(500–1000年)という高い観測された誕生レート、AXPs/SGRsの孤立性、極めて強い磁場の起源を説明するものであり、極端な初期磁場や急速なスピンアップを必要としない。

ABSTRACT

We present new determination of the birth rate of AXPs and SGRS and their associated SNRs. We find a high birth rate of 1/(500 yr) for AXPs/SGRs and 1/(1700 yr) for associated SNRs. These high rates suggest that all massive stars (greater than ~ 25 M_sun) give rise to remnants with magnetar-like fields. Recent observations indicate that fossil fields cannot explain such high fields in the progenitor stars. Dynamo mechanisms during the birth of the neutron stars require spin rates much faster than either observations or theory indicate. Here, we propose the neutron stars form with normal (~ 10^{12} G) magnetic fields, which are then amplified to 10^{14}-10^{15} G after a delay of a few hundred years. The amplification is speculated to be a consequence of color ferromagnetism and occurs after the neutron star core reaches quark-deconfinement density. This delayed amplification alleviates many difficulties in interpreting simultaneously the high birth rate and high magnetic fields of AXPs/SGRs and their link to massive stars.

研究の動機と目的

• スピンダウンと超新星残骸（SNR）の拡張から得られる独立した年齢推定値を用いて、AXPsおよびSGRsの誕生レートを再評価すること。
• 高い誕生レートと、前身星に強い磁場の痕跡が見られないという矛盾を解消すること。
• AXPs/SGRsの孤立性と、これらの対象に見られる超高磁場（約10^14–10^15 G）の起源を説明すること。
• 極端な初期条件や高速スピンを必要としない磁場増幅メカニズムを提案すること。
• AXPs/SGRsの高い誕生レートと、質量の大きな星との関連、観測された磁場の二重性を調和させること。

提案手法

• ATNFパulsarカタログのスピンダウン年齢と、Marsdenら（2001）のSNR年齢を用い、SNRの幾何平均年齢推定値を算出。
• 累積的個数対年齢関係の定常的およびロバストな統計的フィッティングを適用し、定常的誕生レート推定値を導出。
• 中性子星のクォーク星への転移を引き金として、色反強磁性による磁場増幅が、誕生後300–900年後に発生する遅延的増幅メカニズムを提案。
• 中性子星からクォーク星への転移（QN）をモデル化し、色反強磁性による磁場増幅（Iwazaki 2005）を適用。
• スピンダウン年齢が真の年齢を約2.25倍過剰に推定していると仮定することで、SNR年齢とスピンダウン年齢の乖離を説明。
• 1E2259+586および4U0142+615の異常な高いスピンダウン年齢を説明するため、トーラス降着モデルを用い、質量と降着レートに基づく寿命推定値を導出。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 AXPsおよびSGRsの真の誕生レートは何か？ そして、コアコリプション超新星のレートと比べてどうか？
• RQ2 AXPs/SGRsが、前身星に強い初期磁場の証拠がないにもかかわらず、なぜ約10^14–10^15 Gという極めて強い磁場を示すのか？
• RQ3 AXPs/SGRsが質量の大きな星から形成されるにもかかわらず、なぜこれほど孤立しているのか？
• RQ4 AXPs/SGRsにおいて、スピンダウン年齢とSNR年齢の間になぜ乖離が生じるのか？
• RQ5 中性子星内で磁場が遅れて増幅され、磁星レベルの強度に達する物理的メカニズムは何か？

主な発見

• AXPsおよびSGRsの誕生レートは1/(500–1000年)と推定され、全コアコリプション超新星の1/5から1/10に相当する。
• 関連するSNRの誕生レートは1/(1600–1770年)であり、年齢推定バイアスを考慮すると、AXP/SGRの高いレートと整合的である。
• スピンダウン年齢が真の年齢を約2.25倍過剰に推定しているのは、磁場増幅の遅延によるものであり、SNRとスピンダウン年齢推定値の乖離を解消する。
• 中性子星からクォーク星への転移に伴い、色反強磁性によって発生する300–900年後の遅延的増幅メカニズムは、極端な初期条件を必要とせず、高い磁場を説明する。
• QN（クォーク新星）爆発と関連する質量損失は、二重星系を破壊することでAXPs/SGRsの孤立性を説明する。
• 1E2259+586の異常に高いスピンダウン年齢（228,000年）は、長期間にわたるトーラスからの降着によって説明され、トーラス質量と降着レートに基づく静止寿命は約16,000年と推定される。