[論文レビュー] Initial parameters of neutron stars

С. Б. Попов, R. Turolla|arXiv (Cornell University)|Jun 13, 2012

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 1被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、超新星残光内の中心コン pact 物体（CCOs）が、初期に低い磁場（約10^10–10^11 G）を有して生まれた後、強い降着物質によって磁場が埋もれ、その後10^4–10^5年スケールで磁場が再出現することを提案する。この機構により、高質量X線連星（HMXBs）に低磁場中性子星が観測されない理由が説明され、これは中性子星形成集計モデルにおける長年の矛盾を解消する。

ABSTRACT

A subpopulation of neutron stars (NSs), known as central compact objects (CCOs) in supernova remnants, are suspected to be low-field objects basing on $P$-$\dot P$ measurements for three of them. The birth rate of low-field NSs is probably comparable with the birth rate of normal radio pulsars. However, among compact objects in High-Mass X-ray Binaries (HMXBs) we do not see robust candidates for low-field NSs. We propose that this contradiction can be solved if magnetic fields of CCOs was buried due to strong fall-back, and then the field emerges on the time scale $10^4$-$10^5$ yrs.

研究の動機と目的

• 低磁場中性子星（CCOs）の予想される出生率と、高質量X線連星（HMXBs）におけるそれらの不在との矛盾を解消すること。
• 理論的に約1/3の中性子星が低磁場で生まれるにもかかわらず、HMXBsに低磁場中性子星がほんの数個しか観測されない理由を説明すること。
• 中心コン pact 物体（CCOs）の進化的運命を調査し、特にその磁場が低いままであるのか、それとも時間経過とともに再出現するのかを明らかにすること。
• 観測された中性子星集団（孤立冷却NSとHMXB系を含む）と、集計モデルを調和させること。

提案手法

• 核心崩壊超新星後に強い降着物質が生じ、新生中性子星の初期磁場が特にCCOsにおいて埋もれることを提案する。
• 磁場再出現の時間スケールを、熱拡散または対流過程によるモデル化し、再出現が10^4–10^5年後に発生すると推定する。
• スピン周期–周期変化率（P–Ṗ）図を用いて、低磁場を有する対象を特定し、パulsarとしての検出可能性を評価する。
• 吸着系におけるスピン周期の経験的関係（例：Shakuraら 2012）を用い、B ~ 10^10–10^11 Gの磁場と一般的な吸着率を想定した場合の予想されるスピン周期を予測する。
• 予測されたスピン周期と観測値を比較し、Be/X線連星におけるSAX J0635+0533のような系が、磁場がまだ再出現していない候補であると特定する。
• スピン–磁場軸のずれや、弱いパulsation振幅といった代替説を検討したが、観測的根拠が不足しているため、それらはあまり可能性が低いと結論する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 理論的に全中性子星出生の約1/3を占めるはずの低磁場中性子星が、なぜ高質量X線連星（HMXBs）に観測されないのか。
• RQ2 理論的出生率にかかわらず、HMXBsに低磁場中性子星が存在しないという事実を説明する進化的メカニズムは何か。
• RQ3 中心コン pact 物体（CCOs）の磁場が10^4–10^5年後に埋もれ、その後再出現することで、後からのみ電波パulsarとして検出可能になる可能性はあるか。
• RQ4 低磁場推定値（例：SAX J0635+0533）を有するBe/X線連星における観測されたスピン周期は、磁場がまだ再出現していない若年齢を示唆しているのか。
• RQ5 P ≈ 0.1–0.5 s で負の減速指数を示す観測されたパulsar集団は、かつてCCOsであった対象の磁場再出現によって説明可能か。

主な発見

• P–Ṗ測定による3つのCCOs（B ~ 10^10–10^11 G）を基に、低磁場中性子星（CCOs）の出生率は通常の電波パulsarと同等であると推定される。
• その一方で、HMXBsに信頼できる低磁場中性子星候補は確認されていないため、顕著な観測的矛盾が生じている。
• 著者らは、CCOsにおける磁場が降着物質によって埋もれ、10^4–10^5年後に再出現すると提案する。このため、検出可能になるのはこの期間を過ぎてからである。
• この磁場再出現メカニズムにより、このような対象がHMXBsで観測されない理由が説明できる。すなわち、連星段階中はまだパulsarとして検出可能でなかったためである。
• SAX J0635+0533は、標準的なスピン周期関係を用いた推定でB < 10^10 Gと算出されるため、磁場がまだ再出現していない低磁場中性子星候補であると特定される。
• このモデルは、P ≈ 0.1–0.5 s で負の減速指数を示すパulsarの存在をも説明できる。これらは磁場がちょうど再出現したCCOsである可能性がある。