[論文レビュー] Magnetic fields of neutron stars

Andreas Reisenegger|arXiv (Cornell University)|May 11, 2013

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 1被引用数 6

ひとこと要約

この論文は、中性子星が生まれた直後に、組成の段層構造によって支えられる、多極的およびトロイダル磁場成分を有する安定した流体力学的平衡が急速に確立されると提案している。時間の経過とともに、核における非理想MHD過程（ベータ崩壊やアンビパラドックス拡散）および固体皮殻におけるホール効果と皮殻破壊が、この平衡をゆっくりと侵蝕し、冷却が一時的に停止する。その後、新たな配置に達するまで続く。長期的な磁場進化は、バロトropic流体の挙動に支配される。

ABSTRACT

Neutron stars contain the strongest magnetic fields known in the Universe. In this paper, I discuss briefly how these magnetic fields are inferred from observations, as well as the evidence for their time-evolution. I show how these extremely strong fields are actually weak in terms of their effects on the stellar structure, as is also the case for magnetic stars on the upper main sequence and magnetic white dwarfs, which have similar total magnetic fluxes. I propose a scenario in which a stable hydromagnetic equilibrium (containing a poloidal and a toroidal field component) is established soon after the birth of the neutron star, aided by the strong compositional stratification of neutron star matter, and this state is slowly eroded by non-ideal magnetohydrodynamic processes such as beta decays and ambipolar diffusion in the core of the star and Hall drift and breaking of the solid in its crust. Over sufficiently long time scales, the fluid in the neutron star core will behave as if it were barotropic, because, depending on temperature and magnetic field strength, beta decays will keep adjusting the composition to the chemical equilibrium state, or ambipolar diffusion will decouple the charged component from the neutrons. Therefore, the still open question regarding stable hydromagnetic equilibria in barotropic fluids will become relevant for the evolution, at least for ``magnetar'' fields, too strong to be stabilized by the solid crust.

研究の動機と目的

• 中性子星における超強磁場の起源と長期的進化を理解すること。
• 極めて強い磁場にもかかわらず、中性子星の磁場がなぜ安定しているかを説明すること。
• 時間経過に伴う磁場進化を形作る非理想MHD過程の役割を調査すること。
• 特にマグネタールに特に関連するバロトropic流体における流体力学的平衡の安定性を評価すること。
• 中性子星における磁場進化と熱的冷却の間のフィードバックを明確にすること。

提案手法

• パulsarタイミングによるスピンダウン率と表面磁場推定値を用い、初期磁場強度を推定する。
• 理想MHDを用いて、多極的およびトロイダル成分を有する安定した流体力学的平衡の初期確立をモデル化する。
• ベータ崩壊、アンビパラドックス拡散、ホール効果、皮殻破壊といった非理想MHD過程を、磁場進化の駆動要因としてモデル化する。
• 熱エネルギーと磁気エネルギーの等エネルギー状態を分析し、冷却過程における磁気散逸が顕著になるタイミングを特定する。
• ベータ崩壊による化学平衡の調整または荷電粒子のニュートリノからの分離によって、長時間スケールでコアがバロトropicとなることを考慮する。
• 数値的推論とエネルギー収支の議論を用いて、磁場進化の timescale と冷却へのフィードバックを評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたスピンダウン率から、中性子星の磁場はどのように推定されるか？
• RQ2 長期間にわたり、強い磁場が中性子星でどのように安定化されるのか？
• RQ3 マグネタールに見られるような超強磁場（例：10^16 G程度）は、その強度にもかかわらず、なぜ星の構造を破壊しないのか？
• RQ4 ベータ崩壊やアンビパラドックス拡散といった非理想MHD過程が、コアにおける磁場進化にどのように影響するか？
• RQ5 バロトropic流体において安定な流体力学的平衡が存在できる条件は何か？そして、なぜこれが中性子星にとって重要なのか？

主な発見

• 中性子星の磁場は、ダイポール放射公式を用い、スピンダウン率から推定され、表面磁場は (PṖ)^1/2 に比例する。
• 極めて強い磁場（最大で約10^16 G）であっても、磁場が星の構造に与える影響は小さい。これは、磁気的フラックスが磁気的主系列星や磁気的白色矮星と同程度であるためである。
• 強い組成の段層構造のおかげで、生まれた直後から多極的およびトロイダル成分を有する安定した流体力学的平衡が確立される。
• 時間の経過とともに、ベータ崩壊による組成の化学平衡調整または荷電粒子のニュートリノからの分離によって、コアはバロトropicな挙動に近づく。
• 磁場進化は非理想MHD過程によって駆動される：コアではベータ崩壊とアンビパラドックス拡散、皮殻ではホール効果と皮殻破壊が寄与する。
• 熱エネルギーと磁気エネルギーが同等に達した際に、磁気散逸が一時的に冷却を停止させ、被動的冷却から能動的磁場再配置への遷移を示す。