[論文レビュー] Nuclear Astrophysics in the New Era of Multimessenger Astronomy

J. Piekarewicz|arXiv (Cornell University)|May 12, 2018

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 1被引用数 5

ひとこと要約

本稿は、重力波イベント GW170817 が中性子星における高密度物質の状態方程式を制約する中で、多メッセンジャー天文学が核天体物理学をどのように変革したかを検討している。GW170817 の潮汐歪みの分析を通じて、1.4 M⊙ 中性子星の半径にきびしい上限（R < 13.76 km）が得られ、多数の理論的モデルが除外され、高密度における対称性エネルギーがやや柔らかくなることが示唆される。この結果は、208Pb の中性子皮の厚さに関連する。

ABSTRACT

Neutron stars are unique cosmic laboratories for the exploration of matter under extreme conditions of density and neutron-proton asymmetry. Due to their enormous dynamic range, neutron stars display a myriad of exotic states of matter that are impossible to recreate under normal laboratory conditions. In these three lectures I will discuss how the strong synergy that has developed between nuclear physics and astrophysics will uncover some of the deepest secrets behind these fascinating objects. In particular, I will highlight the enormous impact that the very first detection of gravitational waves from the binary neutron-star merger GW170817 is having in constraining the composition, structure, and dynamics of neutron stars.

研究の動機と目的

• 多メッセンジャー観測データを用いて中性子星の組成と状態方程式（EOS）を理解すること。
• 特に対称性エネルギーとその密度依存性を含む、高密度核物質の性質を制約すること。
• 地上実験における核物理学と中性子星の天体物理学的観測を結びつけること。
• GW170817 が中性子星の構造と力学に関する理論的モデルに与える影響を評価すること。
• 極限状態の物質を解明するための、核物理学、一般相対性理論、多メッセンジャー天文学の連携の重要性を強調すること。

提案手法

• 中性子星構造をモデル化するため、さまざまな状態方程式（EOS）を用いてTolman-Oppenheimer-Volkoff（TOV）方程式を解く。
• GW170817 の重力波データを用いて、潮汐極性率を推定し、1.4 M⊙ 中性子星の半径を制約する。
• 重力波形と中性子星の密度と剛性を結びつけるために、潮汐歪み（λ）の形式的取り扱いを適用する。
• パulsarタイミングとGW170817からの観測的制約と照らし合わせて、理論的予測の半径と最大質量を比較する。
• 高密度における対称性エネルギーの制約を外挿し、208Pb における中性子皮の厚さを予測する。
• PREX などの地上実験と照らし合わせて、理論的モデルの整合性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星における高密度物質の状態方程式は何か。多メッセンジャー観測によってどのように制約できるか。
• RQ2 GW170817 で測定された中性子星の潮汐極性率は、中性子星の半径と密度にどのような情報を与えるか。
• RQ3 GW170817 で観測された重力波信号は、核の対称性エネルギーの密度依存性について何を示唆するか。
• RQ4 208Pb の中性子皮の厚さは中性子星の観測によって制約可能か。その結果、状態方程式にどのような含意があるか。
• RQ5 GW170817 は、中性子星内部における相転移や奇妙な物質状態の証拠を提供するか。

主な発見

• GW170817 の潮汐歪み解析に基づき、1.4 M⊙ 中性子星の半径は 13.76 km 未満であると制約された。
• 本分析において、IU-FSU モデルのみが GW170817 の制約と整合的であり、他のすべてのモデルは最大質量が低すぎるか半径が大きすぎるとして除外された。
• 中性子星半径の制約は、高密度領域における対称性エネルギーがやや柔らかくなっていることを示唆し、中性子星内部に相転移の可能性を示唆する。
• GW170817 からの外挿により、208Pb の中性子皮の厚さに上限 R_skin^208 ≲ 0.25 fm が与えられ、PREX の上限よりも顕著に小さい。
• 208Pb の中性子皮が厚いと、飽和密度における対称性エネルギーが硬くなることを示唆するが、これは GW170817 から得られた小さな半径と矛盾する。
• 重力波観測、核理論、地上実験の連携は、高密度物質の性質と r-過程核合成の場所を解明する上で不可欠である。