[論文レビュー] Evolution of a Neutron Star From its Birth to Old Age

Madappa Prakash, James M. Lattimer+3 more|arXiv (Cornell University)|Dec 6, 2000

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 1被引用数 6

ひとこと要約

本論文は、高温でレプトンを多く含む原始中性子星から、老齢で冷たく、ケイタチ化した状態に至るまでの、中性子星の完全な進化をモデル化しており、冷却、脱レプトン化、およびブラックホール形成の可能性を支配する、高密度物質の状態方程式と中性子放射の吸収率の役割に焦点を当てる。主な貢献は、観測可能な中性子放射および熱的X線信号を、中性子星の半径とその背後にある状態方程式の制約に結びつけることにある。

ABSTRACT

The main stages in the evolution of a neutron star, from its birth as a proto-neutron star, to its old age as a cold, catalyzed configuration, are described. A proto-neutron star is formed in the aftermath of a successful supernova explosion and its evolution is dominated by neutrino diffusion. Its neutrino signal is a valuable diagnostic of its internal structure and composition. During its transformation from a hot, lepton-rich to a cold, catalyzed remnant, the possibility exists that it can collapse into a black hole, which abruptly terminates neutrino emissions. The essential microphysics, reviewed herein, that controls its evolution are the equation of state of dense matter and its associated neutrino opacities. Several simulations of the proto-neutron star evolution, involving different assumptions about the composition of dense matter, are described. After its evolution into a nearly isothermal neutron star a hundred or so years after its birth, it may be observable through its thermal emission in X-rays during its life in the next million years. Its surface temperature will depend upon the rapidity of neutrino emission processes in its core, which depends on the composition of dense matter and whether or not its constituents exhibit superfluidity and superconductivity. Observations of thermal emission offer the best hope of a determination of the radius of a neutron star. The implications for the underlying dense matter equation of state of an accurate radius determination are explored.

研究の動機と目的

• 中性子星の誕生から老齢期に至るまでの、熱的および中性子放射的進化を支配する微視的過程を理解すること。
• 高密度物質の状態方程式（EOS）と中性子放射の吸収率が、原始中性子星の冷却、脱レプトン化、およびブラックホール形成の可能性に与える影響を特定すること。
• 中性子放射の放出と熱的X線放射の観測を通じて、中性子星の半径と高密度物質の組成を制約する可能性を評価すること。
• 超流動性、超伝導性、および奇妙な物質相（例：ハイパーフォトン、クォーク物質）が、中性子星の冷却ダイナミクスに果たす役割を評価すること。

提案手法

• 秒から数百年にわたる時間スケールで、中性子放射拡산、脱レプトン化、冷却を含む、段階的なシミュレーションを用いて原始中性子星の進化をモデル化する。
• エネルギー群分けを用いた中性子放射輸送を採用し、特にブレムストラールおよび中性子放射対生成の過程における中性子放射の平均自由行程と吸収率を計算する。
• 高密度物質の状態方程式（EOS）を用いて、中性子星の構造、最大質量、対称性エネルギーが組成と冷却に与える影響を決定する。
• 透明化段階における中性子放射散乱およびスペクトル再形状に与える、高密度物質の不均一性（例：ドロップレット、凝縮相）の影響を分析する。
• 初期進化段階における対流、降着、衝撃波ダイナミクスをモデル化するため、流体力学と多群中性子放射輸送を統合する。
• 大気モデルと重力赤方偏移を用いて、観測可能な量（例：中性子放射光曲線、熱的X線放射）を理論的予測（半径と質量）に結びつける。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 状態方程式と中性子放射の吸収率が、原始中性子星の脱レプトン化および冷却の時間スケールと結果をどのように決定するか？

主な発見

• 原始中性子星は、10〜15秒の間に中性子放射拡散によって冷却され、その間、中性子放射の再処理によりコア温度が30〜60 MeVに上昇するが、高エネルギーの中性子放射を放出している。
• 中性子放射の平均自由行程は時間とともに増加し、約50秒後に星は中性子放射に対して透明化し、光子支配の冷却に移行する。
• ハイパーフォトンやクォーク物質などの奇妙な物質相の出現は、高温でレプトンを少ない物質の最大質量を低下させ、遅延したブラックホール崩壊のリスクを高める。
• 老齢期に達するまで100万年程度の熱的X線放射の観測は、その半径を制約するための最も有望な手段であり、これは対称性エネルギーと高密度物質の組成に敏感である。
• PREX実験で測定可能な208Pbの中性子皮の厚さは、対称性エネルギーの密度依存性と直接関連しており、このエネルギーが中性子星の半径予測に影響を与える。
• RX J185635-3754などの源からのX線観測で検出されたスペクトル線は、重力赤方偏移と大気組成を同時に得られ、質量と半径の独立した推定値を不確実性を低減して得られる可能性がある。