[論文レビュー] Microscopic Nuclear Equation of State with Three-Body Forces and Neutron Star Structure

M. Baldo, G. F. Burgio+1 more|arXiv (Cornell University)|Jul 10, 1996

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 3被引用数 139

ひとこと要約

この論文は、二体および三体核力を用いたBrueckner–Hartree–Fock理論に基づく中性子星物質の微視的状態方程式（EOS）を提示する。Argonne AV14およびParis NNポテンシャルに加え、三体力にはUrbanaモデルを用いる。三体力の反発的寄与がEOSを硬くし、最大中性子星質量を1.8 M☉（AV14）および1.94 M☉（Paris）に上昇させる。観測された質量と整合的であり、ParisポテンシャルではUrca過程の開始が低い密度で発生し、より重い星での急速冷却を可能にする。

ABSTRACT

We calculate static properties of non-rotating neutron stars (NS's) using a microscopic equation of state (EOS) for asymmetric nuclear matter, derived from the Brueckner-Bethe-Goldstone many-body theory with explicit three-body forces. We use the Argonne AV14 and the Paris two-body nuclear force, implemented by the Urbana model for the three-body force. We obtain a maximum mass configuration with $ M_{max} = 1.8 M_{\sun}$ ($M_{max} = 1.94 M_{\sun}$) when the AV14 (Paris) interaction is used. They are both consistent with the observed range of NS masses. The onset of direct Urca processes occurs at densities $n \geq 0.65~fm^{-3}$ for the AV14 potential and $n \geq 0.54~fm^{-3}$ for the Paris potential. Therefore, NS's with masses above $M^{Urca} = 1.4 M_{\sun}$ for the AV14 and $M^{Urca} = 1.24 M_{\sun}$ for the Paris potential can undergo very rapid cooling, depending on the strength of superfluidity in the interior of the NS. The comparison with other microscopic models for the EOS shows noticeable differences.

研究の動機と目的

• 実際の二体および三体核力を持つ多くの体理論を用いて、中性子星物質の自己無撞撃的微視的状態方程式（EOS）を開発すること。
• 三体力が中性子星の最大質量、半径、およびコア組成（特に直接Urca過程の開始）に与える影響を調査すること。
• 同じ理論的枠組み内で異なる二体相互作用（AV14対Paris）の結果を比較し、観測との整合性と感度を評価すること。
• 同じ核ハミルトニアンを用いて中性子星構造と超伝導性の両方を一貫して記述する統一的な微視的基礎を提供すること。
• 物理的制約（飽和密度、圧縮率、対称性エネルギーの振る舞い、因果律：音速 ≤ c）を満たすようにEOSを保証すること。

提案手法

• Brueckner–Bethe–Goldstone（BBG）多体理論を用い、Brueckner–Hartree–Fock（BHF）近似を適用して、非対称核物質における核子1個あたりのエネルギーを計算する。
• 二体核子-核子ポテンシャルとして、Argonne AV14およびParisを入力相互作用として用いる。
• 三体力は、三核子相互作用の擬似表現を提供するUrbanaモデルを用いて組み込む。
• 反応行列GのBethe–Goldstone方程式を、単粒子ポテンシャルの連続的選択法を用いて自己無撞撃的に解く。
• 導出されたEOSを用いてTolman–Oppenheimer–Volkoff（TOV）方程式を解き、質量-半径関係および中心密度を求める。
• 直接Urca過程の開始を評価するため、弱い過程が急速に進行可能なようになる密度を決定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 三体力は、高密度の中性子豊富な物質の状態方程式および中性子星の最大質量にどのように影響を与えるか？
• RQ2 異なる二体核子-核子相互作用（AV14対Paris）は、予測される中性子星質量、半径、およびコア組成にどのような影響を及ぼすか？
• RQ3 直接Urca過程が可能になる中心密度は何か？また、核力の選択に依存してどのように変化するか？
• RQ4 三体力を含むBHF手法の予測は、他の微視的モデル（例：変動的、Dirac-Brueckner）と比較して、質量、半径、および対称性エネルギーの観点でどのように異なるか？
• RQ5 同じ微視的核ハミルトニアンが、中性子星構造と超伝導性の両方を一貫して記述できるか？

主な発見

• 特に高密度における反発的三体力の寄与により、最大中性子星質量は1.8 M☉（AV14）および1.94 M☉（Paris）に上昇し、観測されたパルサー質量と整合的である。
• ParisポテンシャルはAV14よりもより硬いEOSと高い対称性エネルギーをもたらし、直接Urca過程の開始がn ≥ 0.54 fm⁻³（AV14ではn ≥ 0.65 fm⁻³）で発生する。
• 超伝導効果を考慮すると、質量が1.4 M☉（AV14）以上、または1.24 M☉（Paris）以上の星では、直接Urca過程による急速冷却が可能となる。
• Paris + TBFの最大質量状態では半径9.54 km、中心密度1.33 fm⁻³であり、AV14 + TBFでは9.7 km、1.34 fm⁻³を示し、非常に良好な一致を示す。
• Dirac-Bruecknerおよび変動的アプローチとは大きく異なり、特に対称性エネルギーの傾向と予測最大質量において顕著な差が認められる。
• EOSは主要な物理的制約を満たしている：正しい飽和点、圧縮率、因果律（音速 ≤ c）、高密度における滑らかな対称性エネルギーの振る舞い。