[論文レビュー] Magnetic Collapse of a Neutron Gas: No Magnetar Formation

A. Pérez Martı́nez, Hugo Pérez Rojas+1 more|ArXiv.org|Nov 30, 2000

Atomic and Subatomic Physics Research参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、中性子星における強い磁場が中性子ガスに圧力の異方性を引き起こし、磁気星の形成を防ぐことによって横方向の収縮が生じうることを提案している。臨界磁場強度（約10^15 G）において磁気圧が等周方向圧力を超えると、星は磁気星ではなくハイブリッド星またはスレート星へと収縮し、観測可能な磁場の上限が密度に依存するものとなる。

ABSTRACT

A degenerate neutron gas in equilibrium with a background of electrons and protons in a magnetic field exerts its pressure anisotropically, having a smaller value perpendicular than along the magnetic field. For critical fields the magnetic pressure may produce the vanishing of the equatorial pressure of the neutron gas, and the outcome could be a transverse collapse of the star. This fixes a limit to the fields to be observable in stable pulsars as a function of their density. The final structure left over after the implosion might be a mixed phase of nucleons and meson ($π^{\pm,0},κ^{\pm,0}$) condensate (a strange star also likely) or a black string, but no magnetar at all.

研究の動機と目的

• 中性子星における極端な磁場が、異方性圧力によって重力収縮を引き起こすかどうかを調査すること。
• 中性子ガスの横方向収縮が避けられないようになる臨界磁場強度を特定すること。
• このような収縮後の星の最終的状態を調査すること。特に、これらの条件下で磁気星が形成可能かどうかを検討すること。
• ランダウ準位の量子化と磁気モーメントの整列を考慮した、強い磁場下における縮重中性子ガスの状態方程式を導出すること。
• 安定なパulsarにおける観測可能な磁場の上限が密度に依存するものとして確立すること。

提案手法

• 強い外部磁場 B が作用する中で、電子および陽子と平衡を保つ相対論的縮重中性子ガスをモデル化すること。
• 異常磁気モーメントを含むディラック方程式を用いて、磁場中における中性子のエネルギー準位を導出し、ランダウ準位の量子化を含めること。
• 分配関数から熱力学的ポテンシャル Ωn を計算し、スピン状態（η = ±1）および磁場依存性の寄与を組み込むこと。
• 化学ポテン数および磁場に対する Ωn の関数的微分を用いて、中性子密度 Nn および磁化 Mn を導出すること。
• 状態方程式および圧力の異方性（特に垂直方向（等周方向）圧力）を分析し、収縮条件を特定すること。
• 磁気圧が等周方向圧力を上回る条件を評価し、臨界磁場条件 B ≤ Bc を用いて横方向収縮を導くこと。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子ガスの等周方向圧力がゼロに達する磁場強度はどの程度であり、それが横方向収縮を引き起こすのか？
• RQ2 縮重中性子ガスの量子効果を考慮すると、磁場が10^15 G に達する中性子星において磁気星が形成可能か？
• RQ3 磁気的収縮後の星の最終的安定状態は何か？ハイブリッド星、スレート星、あるいはブラックストリングか？
• RQ4 磁場を有する中性子ガスの状態方程式は、等方的状態とどのように異なるのか？また、ランダウ準位の量子化はどのような役割を果たすか？
• RQ5 磁気的収縮が、密度関数として観測可能な磁場の上限にどのような制限を課えるか？

主な発見

• 磁気圧が中性子ガスの等周方向圧力を上回る場合、横方向収縮が発生する。これは典型的な中性子星密度において、臨界磁場 B ~ 10^15 G で起こる。
• ランダウ準位の量子化および磁気モーメントの整列に起因する異方性圧力が収縮を駆動し、垂直方向圧力がゼロにまで減少する。
• 収縮後の残渣は磁気星ではなく、核子およびメソン凝縮（π±,0, κ±,0）を有するハイブリッド星、またはスレート星である可能性が高い。
• 本モデルは、パulsarにおける観測可能な磁場に密度依存の上限を予測しており、安定な磁気星の形成を防いでいる。
• 収縮過程において、磁場線はアルヴェン半径 rA を超えて放出され、フラックスが散逸し、B がQED限界（約10^13 G）未満に低下する。これにより、超強磁場の再出現は防がれる。
• このプロセスは、太陽耀斑やコロナル・マス・エジェクションと類似しており、磁気エネルギーが急速に放出され、標準的な磁場強度を持つ残渣が残る。