[論文レビュー] Impact of Rotation on the Structure and Composition of Neutron Stars

Fridolin Weber, Milva G. Orsaria+1 more|arXiv (Cornell University)|Jul 3, 2013

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

ひとこと要約

本稿は、一般相対論的回転星平衡モデルを用いて、回転が中性子星の構造、組成、熱的進化に与える影響を調査している。回転速度の低下に伴う圧縮が、初期回転周波数がケプラーパラメータの40–70%である星において直接Urcaニュートリノ過程を誘発することが示され、これが観測されたカシオペアA中性子星の温度進化を説明する可能性を示している。

ABSTRACT

Depending on mass and rotational frequency, gravity compresses the matter in the core regions of neutron stars to densities that are several times higher than the density of ordinary atomic nuclei. At such huge densities atoms themselves collapse, and atomic nuclei are squeezed so tightly together that new particle states may appear and novel states of matter, foremost quark matter, may be created. This feature makes neutron stars superb astrophysical laboratories for a wide range of physical studies. And with observational data accumulating rapidly from both orbiting and ground based observatories spanning the spectrum from X-rays to radio wavelengths, there has never been a more exiting time than today to study neutron stars. The Hubble Space Telescope and X-ray satellites such as Chandra and XMM-Newton in particular have proven especially valuable. New astrophysical instruments such as the Five hundred meter Aperture Spherical Telescope (FAST), the square kilometer Array (skA), Fermi Gamma-ray Space Telescope (formerly GLAST), and possibly the International X-ray Observatory (now Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics, ATHENA) promise the discovery of tens of thousands of new non-rotating and rotating neutron stars. The latter are referred to as pulsars. This paper provides a short overview of the impact of rotation on the structure and composition of neutron stars. Observational properties, which may help to shed light on the core composition of neutron stars--and, hence, the properties of ultra-dense matter--are discussed.

研究の動機と目的

• 回転が中性子星の内部構造と組成に与える影響、特にケプラーパラメータ付近での変化を理解すること。
• コア密度の回転駆動型変化が、直接Urca反応のような新しい粒子過程を誘発できるかどうかを調査すること。
• 回転によるスピンダウンが熱的進化とニュートリノ放射率に与える影響を探索し、若い中性子星における異常冷却を説明できる可能性を検討すること。
• 一般相対論的星構造方程式を用いて、回転、重力的圧縮、コア組成の相互作用をモデル化すること。
• PSR J1748-2446ad や Cas A のようなパルサーにおける、回転誘発的変化の観測的兆候、たとえば冷却の強化やブレーキング指数の異常を評価すること。

提案手法

• 回転する中性子星の一般相対論的構造方程式を、メトリック関数 ν, ψ, μ, λ とフレームドラッグ周波数 ω を持つ線素計量を用いて解き、これらはすべて r と θ に依存する。
• 与えられた状態方程式 P(ε) に基づく物質のエネルギー運動量テンソル Tαβ = Tαβ(ε, P(ε)) を用いてアインシュタインの場方程式を適用する。
• 赤道で自己無撞着に評価される慣性遠心力のバランス条件の相対論的一般化により、ケプラーパラメータ ΩK を決定する。
• 2次元一般相対論的エネルギー収支および熱輸送方程式を用いて熱的進化をモデル化し、ニュートリノ放射率 εν、比熱 cv、熱伝導率 κ を含む。
• 回転速度が低下する過程における孤立した回転中性子星の冷却軌道をシミュレートし、コア組成と放射率の変化を追跡する。
• 直接Urca過程 (n → p + e⁻ + ν̄ₑ) の発生を、コアヒ素分率と回転圧縮の関数として評価し、11–15%のヒ素分率の臨界閾値を用いる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 回転は、ハイペロンまたはクォーク物質分率の変化という観点から、中性子星のコア組成にどのように影響を与えるか？
• RQ2 回転によるスピンダウンが直接Urca過程への相転移を誘発し、ニュートリノ冷却が強化される可能性はあるか？
• RQ3 質量 1.5 から 1.9 M☉ の中性子星において、直接Urca過程が作動するのに必要な回転周波数はどの程度か？
• RQ4 回転効果は、時間経過とともに中性子星の熱的進化と観測可能放射率にどのように影響を与えるか？
• RQ5 回転駆動圧縮は、カシオペアA中性子星で観測された異常冷却行動を説明できるか？

主な発見

• 回転周波数が 0 からケプラーパラメータに達するに従い、特に剛性の高い状態方程式の場合、中性子星のコア密度が最大で60%まで圧縮される。
• 1.4 M☉ の中性子星ではケプラーパラメータの周期は約1 ms であるが、奇妙クォーク物質星では半径が小さいため、0.5 ms にまで短くなる可能性がある。
• 初期周波数がケプラーパラメータの40–70%である中性子星は、回転速度の低下に伴い直接Urca過程を誘発し、コアにおけるニュートリノ冷却を支配的にする。
• 重力的質量が 1.5 から 1.9 M☉ の星では、初期回転周波数が 400–800 Hz（ΩKの40–70%）である場合、直接Urca過程が作動する。
• 冷却シミュレーションでは、回転駆動圧縮がカシオペアA中性子星の10年間の温度進化を再現可能であることが示され、特に超流動性とペア破壊を含む場合に顕著である。
• 回転に依存するニュートリノ放射率と比熱の変化により、回転中性子星の熱的応答は回転に依存する。これは、長期間にわたるスピンアップイベントや異常ブレーキング指数といった観測可能な効果を引き起こす可能性がある。