[論文レビュー] Rapid differential rotation of protoneutron stars and constraints on radio pulsars periods

J. O. Goussard, P. Haensel+1 more|ArXiv.org|Nov 28, 1997

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 6被引用数 16

ひとこと要約

本稿では、一般相対性理論の式とスペクトル法を用いて、非一様に回転する原始中性子星をモデル化し、熱的構造が最大角運動量に与える影響を示している。1.5 M⊙の原始中性子星に衝撃波を伴う高エントロピー状態の外層を持つ場合、その後に形成される冷たい中性子星の最小周期は約1.7 msである。これは、ミリ秒パulsarが直接形成されるのではなく、降着によるスピンアップを経て形成される可能性が高いことを示唆している。

ABSTRACT

Models of differentially rotating protoneutron stars are calculated, using realistic equations of state of dense hot matter. Various conditions within the stellar interior, corresponding to different stages of protoneutron star evolution, are considered. Families of differentially rotating models of a given baryon mass are calculated, using a two-parameter formula describing the angular velocity profile within a rotating protoneutron star. Maximum angular momentum, which can be accommodated by a protoneutron star is calculated, for various thermal conditions in stellar interior, for a baryon mass of $1.5 M_\odot$. In the case of a thermally homogeneous (isentropic or isothermal) neutrino-opaque interior this maximum angular momentum turns out to be somewhat higher than that of a cold neutron star of the same baryon mass, rotating uniformly at the mass shedding angular velocity. However, if the protoneutron star has a thermal structure characteristic of initial state, with a low entropy (unshocked) core, and a high entropy (shocked) outer half of baryon mass, the maximum angular momentum is significantly lower. This leads to a minimum period of uniform rotation of cold neutron stars of baryon mass $\sim 1.5~M_\odot$, formed directly (i.e. without a subsequent significant accretion of mass) from protoneutron stars with shocked envelope, of about 1.7 ms and strengthens the hypothesis that millisecond pulsars are accretion accelerated neutron stars.

研究の動機と目的

• 原始中性子星内の非一様な回転と熱的構造が、その最大角運動量容量に与える影響を調査すること。
• 衝撃波を伴う外層を持つ原始中性子星から形成される冷たい中性子星の最小可能な回転周期を特定すること。
• 原始中性子星の進化に基づいて、直接的にミリ秒パulsarが形成可能かどうかを評価すること。
• 非一様に回転する原始中性子星と、均一に回転する冷たい中性子星の間で角運動量の上限を比較すること。
• 特に低エントロピー核と高エントロピー外層を特徴とする原始中性子星の内部熱的構造が、回転制約に与える影響を評価すること。

提案手法

• 静的かつ軸対称な平衡状態を記述する一般相対性理論の式を用いて、非一様に回転する原始中性子星の数値モデルを計算した。
• 星内部の角速度分布を記述する2パラメータの公式を導入し、非一様回転の系統的探索を可能にした。
• バロトロピック近似の下で、相対論的運動方程式を解くために数値コードにスペクトル法を適用した。
• 固定されたバリオン質量1.5 M⊙の下で、2つの熱的状況（衝撃波を伴う外層（高エントロピー）と混合された等エントロピー内部）を想定してモデルを計算した。
• 安定な構成を制約するために、質量放出限界と新たに定義された「最小質量限界」を用いた。
• 各構成について角運動量を計算し、均一に回転する冷たい中性子星の最大角運動量と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 現実的な状態方程式と熱的条件のもとで、非一様に回転する原始中性子星が保持できる最大角運動量は何か？
• RQ2 衝撃波を伴う高エントロピー外層が、その後に形成される冷たい中性子星の最小周期に与える影響は何か？
• RQ3 衝撃波を伴う外層を持つ原始中性子星が、降着を経ずに1.7 ms未満の周期を持つ冷たい中性子星を生成可能か？
• RQ4 非一様回転する原始中性子星と均一回転する冷たい中性子星の間で、角運動量容量にどのような差があるか？
• RQ5 原始中性子星内部の熱的構造が、最終的な中性子星の回転周期にどのような制約を課えるか？

主な発見

• 衝撃波を伴う高エントロピー外層を持つ1.5 M⊙の原始中性子星の場合、その後に形成される冷たい中性子星の最小周期は約1.7 msである。
• この最小周期は、PSR 1937+21 や PSR 0034-0534 といった、最も速く回転する既知のミリ秒パulsarの周期よりも顕著に長い。
• 衝撃波を伴う外層を持つ原始中性子星は、熱的構造の影響により、等エントロピー内部を持つものよりもはるかに低い最大角運動量容量を持つ。
• 一方、等エントロピーまたは等温内部を持つ原始中性子星は、同じ質量の均一に回転する冷たい中性子星よりもわずかに高い角運動量を保持できる。
• これらの結果は、直接的に原始中性子星からミリ秒パulsarが形成されるのは、大幅な降着を経ない限りほとんどあり得ないことを示唆しており、降着によるスピンアップ仮説を支持する。
• 本研究では、衝撃波外層状況における構造的制約に起因する、非一様に回転する原始中性子星の「最小質量限界」を導入した。