[論文レビュー] Power-law Magnetic Field Decay and Constant Core Temperatures of Magnetars, Normal and Millisecond Pulsars

Yi Xie, Shuang‐Nan Zhang|arXiv (Cornell University)|Oct 18, 2011

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、パulsarの特徴的年齢–磁場図における観測された相関が、アンビポーラル拡散に支配されるべきべき乗則的磁場減衰によって説明され、磁星では約2×10⁸ K、通常のパルサーでは約2×10⁷ K、ミリ秒パルサーでは約10⁵ Kの一定なコア温度を有すると提案している。このモデルは、磁星と通常のパルサーの違いを初期コア温度の差に起因するとし、中性子星の冷却進化における矛盾を解消する。

ABSTRACT

The observed correlations, between the characteristic ages and dipole surface magnetic field strengths of all pulsars, can be well explained by magnetic field decay with core temperatures of $~2 imes10^{8}$ K, $\sim2 imes10^{7}$ K, and $\sim10^{5}$ K, for magnetars, normal radio pulsars, and millisecond pulsars, respectively; assuming that their characteristic ages are about two orders of magnitude larger than their true ages, the required core temperatures may be reduced by about a factor of 10. The magnetic decay follows a power-law and is dominated by the solenoidal component of the ambipolar diffusion mode. In this model, all NSs are assumed to have the same initial magnetic field strength, but different core temperature which do not change as the magnetic field decays. This suggests that the key distinguishing property between magnetars and normal pulsars is that magnetars were born much hotter than normal pulsars, and thus have much longer magnetic field decay time scales, resulting in higher surface magnetic field strength even with the same ages of normal pulsars. The above conclusion agrees well with the observed correlations between the surface temperatures of magnetars and other young NSs, which do not agree with the cooling dominated evolution of neutron stars. This suggests a possible scenario that heating, perhaps due to magnetic field decay, balances neutron star cooling for observed pulsars.

研究の動機と目的

• 特徴的年齢–磁場（τc–B）図におけるパルサーの観測されたクラスタリングを、統一された磁場減衰モデルによって説明すること。
• 特徴的年齢と真の年齢の間の矛盾を、磁場減衰と関連付けることによって解消すること。
• 標準冷却モデルでは説明できない、磁星および若年齢中性子星の異常に高い表面温度を説明すること。
• 磁場減衰がニュートリノ冷却を相殺し、時間経過に伴って一定なコア温度を維持できるかを検討すること。
• 磁星と通常のパルサーの根本的差が、初期磁場強度ではなく初期コア温度にあるかどうかを特定すること。

提案手法

• すべての中性子星（NSs）が同じ初期磁場強度を持つが、初期コア温度が異なると仮定する。
• アンビポーラル拡散のソリノイダル成分に支配されるべきべき乗則的磁場減衰モデルを適用し、時間スケール t_ambip^s ~ 3×10⁹ (L₅²T₈² / B₁₂²) 年とする。
• 特徴的年齢 τc = P/(2Ṗ) と表面双極子磁場強度 B_d ≈ 3.3×10¹⁹ (PṖ)¹/² G を用いて、パルサーを τc–B 図にマッピングする。
• 特徴的年齢が真の年齢の約100倍大きいと仮定し、観測されたコア温度と理論的予測を比較する。
• ATNFパルサー・カタログおよびMcGill SGR/AXPオンラインカタログのデータを分析し、磁星、通常のパルサー、ミリ秒パルサーの各々において減衰傾向をフィットする。
• 内部トロイダル磁場および磁場エネルギー放出の役割を評価し、ニュートリノ冷却を相殺して一定なコア温度を維持する仕組みを検討する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ磁星、通常のパルサー、ミリ秒パルサーが τc–B 図において三つの明確なクラスタを形成するのか？
• RQ2 観測された磁星の高い表面温度を、標準の中性子星冷却モデルとどのように調和させることができるか？
• RQ3 どのようなメカニズムが、磁星および他のパルサーにおいてマイリオン年スケールで一定なコア温度を維持するのか？
• RQ4 なぜ特徴的年齢が真の年齢を著しく上回るのか、そしてこれはどのように磁場減衰に関連しているのか？
• RQ5 磁星と通常のパルサーの違いは、主に初期磁場強度にあるのではなく、初期コア温度にあるのだろうか？

主な発見

• すべてのパルサー種別における観測された τc–B 相関は、一定なコア温度を伴うべきべき乗則的磁場減衰によってよく説明される。
• 磁星ではコア温度が約2×10⁸ K、通常のパルサーでは約2×10⁷ K、ミリ秒パルサーでは約10⁵ Kであり、これらの値は時間経過に伴って変化しない。
• 磁場減衰はアンビポーラル拡散のソリノイダル成分に支配されており、特徴的時間スケール t_ambip^s ~ 3×10⁹ (L₅²T₈² / B₁₂²) 年である。
• 本モデルは、特徴的年齢と真の年齢の矛盾を説明し、特徴的年齢が通常真の年齢の約100倍大きいことから、補正されたコア温度が約10分の1に低下していることを示している。
• 磁星と通常のパルサーの根本的差は初期磁場強度ではなく初期コア温度にある——磁星ははるかに高温で生まれ、その結果磁場減衰の時間スケールが長くなる。
• 本モデルは、低磁場の磁星SGR 0418+5729の持続的活動を観測した事例と整合しており、磁星活動の駆動要因は表面双極子磁場ではなく内部トロイダル磁場であるという仮説を支持する。