[論文レビュー] Impact of medium effects on the cooling of non-superfluid and superfluid neutron stars

Christoph Schaab, D. N. Voskresensky+3 more|arXiv (Cornell University)|May 30, 1996

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 4被引用数 41

ひとこと要約

この論文は、中性子星の核において中間物質効果（例えば、π中間子交換の軟化や核子-核子相関）を冷却シミュレーションに組み込むことで、ニュートリノ放出率を再考する。これらの修正により、標準的冷却から高速冷却への滑らかな移行が可能となり、Vela や Geminga、0656+14 などのパulsar の観測された低温を、中性子星の質量にかかわらずうまく再現できる。

ABSTRACT

Neutrino emission from the dense hadronic component in neutron stars is subject to strong modifications due to collective effects in the nuclear medium. We implement new estimates of the neutrino emissivities of two processes operating in the nuclear medium into numerical cooling simulations of neutron stars. The first process is the modified Urca process, for which the softening of the pion exchange mode and other polarization effects as well as the neutrino emission arising from the intermediate reaction states are taken into account. The second process concerns neutrino emission through superfluid pair breaking and formation processes. It is found that the medium effects on the emissivity of the modified Urca process result in a strong density dependence, which gives a smooth crossover from the standard to the nonstandard cooling scenario for increasing star masses. For superfluid stars, the superfluid pair breaking and formation processes accelerate mildly both the standard and the nonstandard cooling scenario. This leads to a good agreement between the theoretical cooling tracks and the rather low temperatures observed for objects like PSRs 0833-45 (Vela), 0656+14, and 0630+18 (Geminga). The robustness of our findings against variations in both the underlying equation of state of baryonic matter and the used fast cooling processes is demonstrated. Hence we conclude that the two recalculated neutrino emissivities studied here enable one to reproduce theoretically most of the observed pulsar temperatures by varying the masses of neutron star models.

研究の動機と目的

• PSR J0833-45（Vela）、PSR J0656+14、PSR J0630+18（Geminga）のようなパルサーの理論的冷却モデルと観測された低温の間の不一致を解消すること。
• 高密度核物質における中間物質効果が、修正されたUrca過程および超伝導対破壊/形成過程におけるニュートリノ放出率に与える影響を調査すること。
• 中間物質効果を考慮した放出率が、標準的冷却と高速冷却の両状態を統一的に記述できるように、標準的冷却と高速冷却のギャップを埋められることを確認すること。
• 異なる状態方程式および超密物質の輸送特性に対して、結果の頑健性をテストすること。
• 中間物質効果に基づく質量依存の冷却軌道が、極端な仮定を必要とせずに、観測されたパルサーの放射度を再現できることを示すこと。

提案手法

• 修正されたUrca過程に中間物質効果を組み込み、1つのπ中間子交換モードの軟化および核子-核子相関による極化補正を含めた。
• 中間反応状態からのニュートリノ放出を考慮した。具体的には、π中間子を介した過程や散乱振幅内の仮想崩壊を含めた。
• 相対論的および非相対論的状態方程式（例：HV、RBHF、UV14+UVII、G300）を用いて、中性子星の構造およびコア密度プロファイルをモデル化した。
• さまざまな中性子星質量に対して数値的冷却シミュレーションを実施し、初期段階から遅い段階までにわたる熱的進化を追跡した。
• 特に高密度領域において、超伝導対破壊および形成過程を追加のニュートリノ放出チャネルとして組み込んだ。
• 理論的冷却軌道を、既知のパルサーのX線放射度および表面温度と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 π中間子交換の軟化や核子-核子相関といった中間物質効果が、中性子星コアにおける修正されたUrca過程のニュートリノ放出率にどのように影響を与えるか？
• RQ2 極端な高速冷却機構を仮定しなくても、中間物質効果を考慮した放出率が、Vela や Geminga のようなパルサーの低観測温度を説明できるか？
• RQ3 修正された放出率が、さまざまな中性子星質量において、標準的冷却と高速冷却の間を滑らかに接続できる程度はどの程度か？
• RQ4 状態方程式および超密物質の輸送特性の変動に対して、冷却結果はどの程度頑健か？
• RQ5 特に対破壊および形成過程を通じて、超伝導性が冷却速度に与える役割は何か？

主な発見

• 修正されたUrca過程における中間物質効果は、ニュートリノ放出率に強い密度依存性をもたらし、中性子星質量の増加に伴い、標準的冷却から高速冷却への滑らかな移行を可能にする。
• 超伝導星では、対破壊および形成過程が、標準的および非標準的状況の両方で冷却を加速させ、Vela や Geminga、0656+14 の低温観測とよりよく一致する。
• UV14+UVII および RBHF の状態方程式は、微視的基礎が異なるが、中間密度領域での軟化が類似しているため、冷却行動が類似している。
• π中間子凝縮は、低質量星（例：~1.1 M☉）で急速冷却を引き起こし、直接Urca過程を必要とせずに、軽い中性子星における異常な低温度を説明できる。
• 中間物質効果を組み込むことで、理論的冷却モデルが広い質量範囲の観測パルサー放射度を再現でき、標準冷却シナリオにおける長年の不一致を解消した。
• 結果は状態方程式および輸送特性の変動に対して頑健であり、中間物質効果を考慮した放出率が、パルサー冷却問題に対して物理的に一貫した一般解であることが示された。