[論文レビュー] ROTATING NEUTRON STAR MODELS WITH MAGNETIC FIELD

Marc Bocquet, S. Bonazzola+2 more|ArXiv.org|Mar 25, 1995

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 38

ひとこと要約

本稿では、軸対称でポロイダルな磁場を有する回転する中性子星に対する、初めての完全な相対論的で自己整合的な数値解としてのアインシュタイン＝マクスウェル方程式の解を提示する。磁場が約10^5 GTに達すると、中性子星の最大質量が13–29%増加し、回転安定性が向上することが判明した。主な要因は電磁的応力エネルギーではなくローレンツ力であり、その効果は10^2 GTを超えると顕著になる。

ABSTRACT

We present the first numerical solutions of the coupled Einstein-Maxwell equations describing rapidly rotating neutron stars endowed with a magnetic field. These solutions are fully relativistic and self-consistent, all the effects of the electromagnetic field on the star's equilibrium (Lorentz force, spacetime curvature generated by the electromagnetic stress-energy) being taken into account. The magnetic field is axisymmetric and poloidal. Five dense matter equations of state are employed. The partial differential equation system is integrated by means of a pseudo-spectral method. Various tests passed by the numerical code are presented. The effects of the magnetic field on neutron stars structure are then investigated, especially by comparing magnetized and non-magnetized configurations with the same baryon number. The deformation of the star induced by the magnetic field is important only for huge values of B (B>10^{10} T). The maximum mass as well as the maximum rotational velocity are found to increase with the magnetic field. The maximum allowable poloidal magnetic field is of the order of 10^{14} T (10^{18} G) and is reached when the magnetic pressure is comparable to the fluid pressure at the centre of the star. For such values, the maximum mass of neutron stars is found to increase by 13 to 29 % (depending upon the EOS) with respect to the maximum mass of non-magnetized stars.

研究の動機と目的

• 内部磁場を含む、初めての完全な相対論的で自己整合的な数値的モデルとしての回転中性子星の構築。
• 特に強いポロイダル磁場が中性子星の構造、質量、回転安定性に与える影響の調査。
• 中性子星における許容可能な最大磁場強度と、その平衡配置への影響の特定。
• 既知の解析解およびバーリング恒等式（virial identities）との比較により、数値コードの妥当性の検証。
• さまざまな状態方程式（EOS）を用いて、磁場の安定化効果と回転の安定化効果が中性子星最大質量に与える影響を比較すること。

提案手法

• 擬スペクトル法を用いて、定常的かつ軸対称な時空における連立したアインシュタイン＝マクスウェル方程式を解く。
• 磁場をポロイダルかつ軸対称と仮定し、星内部での電流が磁場を生成するとモデル化する。
• 結果のEOS依存性を調査するため、5種類の高密度物質の状態方程式（EOS）を用いる。
• 流体平衡におけるローレンツ力と重力源項における電磁的応力エネルギーを含めることで、自己整合性を確保する。
• フェラロのニュートン近似解析解との比較およびGRバーリング恒等式（GRV2およびGRV3）を用いた検証によりコードの妥当性を検証する。
• 境界条件に近似を一切用いない、星の中心から無限遠まで電磁真空時空において解を計算する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星が平衡状態で保てる最大のポロイダル磁場強度は何か？その上限は何かが決定するか？
• RQ2 磁場、特に強い磁場が、非磁化状態と比較して中性子星の最大質量および回転速度に与える影響は何か？
• RQ3 構造的変形および構造的変化に寄与する主な要因は、ローレンツ力か、電磁的エネルギー密度の重力的寄与か？その寄与度はどれほどか？
• RQ4 特に相対論的で質量を超えた（supramassive）シーケンスにおいて、磁場は星の変形にどのように影響するか？
• RQ5 磁場の安定化効果と回転の安定化効果を、さまざまな状態方程式（EOS）を用いて比較し、中性子星最大質量の増加に及ぼす影響を検証する。

主な発見

• 磁場の極磁場強度が10^2 GTを超えると、中性子星に測定可能な変形が生じ、B > 10^10 Tで顕著な構造的変化が観察される。
• 中性子星における許容可能な最大ポロイダル磁場強度は10^5 GT程度であり、これは磁場圧力が中心の流体圧力と等しくなるときの値である。
• 磁場が最大値（10^5 GT）に近い場合、状態方程式（EOS）に依存して、非磁化星と比較して中性子星の最大質量が13%から29%増加する。
• 磁場による最大質量の増加は、すべての状態方程式において回転による増加を上回るが、HKPを除き、回転がより大きな質量増加をもたらす。
• 構造的変形および質量増加の主なメカニズムは、電磁的エネルギー密度の重力的寄与ではなく、ローレンツ力である。
• 磁場の安定化効果は極めて強い磁場強度で顕著であり、特に静的配置において最大の影響を示し、特定の状態方程式では回転の影響を上回る。