[論文レビュー] Is the compact object associated with HESS J1731-347 a strange quark star?

Francesco Di Clemente, A. Drago+1 more|arXiv (Cornell University)|Nov 11, 2022

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 10

ひとこと要約

本稿では、HESS J1731-347のコン pact 物体が奇妙クォーク星（QS）であると提案し、クォーク物質の大きな結合エネルギーによってその低質量（約1 M☉）および小半径を説明する。また、ダークマターとしての奇妙リット（仮説的なダークマター粒子）が、コア収縮段階における中性子星の前身星がQSに変換されるのを引き起こすメカニズムを示し、観測された冷却行動と質量-半径制約と整合的であることを示している。

ABSTRACT

The analysis of the central compact object within the supernova remnant HESS J1731-347 suggests that it has a small radius and, even more interestingly, a mass of the order or smaller than one solar mass. This raises the question of which astrophysical process could lead to such a small mass, since the analysis of various types of SN explosions indicate that is it not possible to produce a neutron star with a mass smaller than about $1.17 M_\odot$. Here we show that masses of the order or smaller than one solar mass can be obtained in the case of strange quark stars and that it is possible to build a coherent model explaining not only the mass and the radius of that object, but also its slow cooling suggested in various analyses. We also show that an astrophysical path exists which leads to the formation of such an object, and we discuss the role played in that scenario by strangelets assumed to constitute the dark matter.

研究の動機と目的

• 標準の中性子星形成では説明できない、HESS J1731-347の中性子星に似たコンパクトな物体の低質量（約1 M☉）および小半径の起源を説明すること。
• コア収縮超新星から生じる理論的最小中性子星質量（約1.17 M☉）と観測された質量との乖離を解消すること。
• 質量が約8–10 M☉の中性子星の前身星において、ダークマター誘発の変換によって奇妙クォーク星が形成される可能性のある天体物理学的経路を提示すること。
• 奇妙クォーク星モデルが、質量-半径関係および冷却行動を含む複数の天体物理学的制約と整合的であることを示すこと。
• 奇妙リット（仮説的なダークマター粒子）が、中性子星から奇妙クォーク星への遷移を可能にする主要因である役割を調査すること。

提案手法

• 奇妙クォーク星が、核結合エネルギーが正またはわずかに負であるため、中性子星と比較して顕著に大きな全結合エネルギーを持つことを利用すること。
• Bombaciら（2021）、Traversi ら（2022）、Ferrer ら（2015）の実験的および理論的状態方程式（EoS）を用い、奇妙クォーク星の質量-半径関係をモデル化すること。
• ナヴァロ＝フランク＝ホワイト（NFW）ダークマター分布と、星の進化段階に応じた時間依存的捕獲率 τ(M) を用いて、星のコアへのダークマター奇妙リットの捕獲をモデル化すること。
• 速度および密度プロファイルを考慮した式：1.39×10³⁰ × (ρ_NFW(r)/ρ_DM) × (N_S/M_V) × (M/M☉) × (R_c/R☉) × v₂₅₀⁻¹ × τ(M) を用いて、捕獲された奇妙リットの数を推定すること。
• 奇妙リットが、初期宇宙におけるクォーク物質バブルの凝集から生成され、100 MeV以上で部分的蒸発を経て、ダークマターの豊度と整合する質量分布を示すと仮定すること。
• ベイズ解析とEoS制約を用いて、Wittenの仮説に整合する、バリオンあたりの結合エネルギー (E/A)_p=0 = 765–850 MeV の妥当な奇妙クォーク星モデルを選択すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 奇妙クォーク星は、HESS J1731-347のコンパクトな物体の観測された質量（約1 M☉）および半径を自然に説明できるか？
• RQ2 1.17 M☉という中性子星の最小質量未満の奇妙クォーク星の形成を可能にする、妥当な天体物理学的メカニズムは存在するか？
• RQ3 HESS J1731-347の物体の冷却遅延は、奇妙クォーク星モデル内で説明可能か？
• RQ4 ダークマターを構成すると仮定される奇妙リットは、中性子星から奇妙クォーク星への遷移を引き起こす鍵的要因として果たす役割を果たすか？
• RQ5 特に銀河中心部に近い領域において、ダークマターの空間的分布は、このような変換が発生する可能性にどのように影響を与えるか？

主な発見

• バリオン質量が1.28–1.32 M☉の奇妙クォーク星は、重力的質量が0.95–1.05 M☉にまで低下し得るため、HESS J1731-347のコンパクトな物体の観測質量と整合的である。
• クォーク物質の高い熱伝導度および大きな比熱が、冷却遅延を説明でき、観測解析（Klochkov ら、2015；Potekhin ら、2020）と整合的である。
• 銀河中心部に位置する10 M☉の前身星が捕獲できる奇妙リットの数は約10³⁰に達し、奇妙クォーク星への変換を引き起こすのに十分である。
• 初期宇宙における凝集と蒸発モデルから導かれる奇妙リットの質量分布は、観測されたダークマター対可視物質比を再現可能に調整可能である。
• 本モデルでは、中性子星と奇妙クォーク星が銀河内で共存可能であり、特にダークマター密度が高い領域（例：銀河中心）で変換が優位に進行することが示唆される。
• このメカニズムによる奇妙クォーク星の形成は、GW190814が示唆するように最大約2.5 M☉の質量を持つコンパクトな物体の存在を説明可能であり、コンパクト星物理学における二重星の架空のモデルとも整合的である。