[論文レビュー] The high density equation of state: constraints from accelerators and astrophysics

Christian Fuchs|ArXiv.org|Nov 21, 2007

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 4被引用数 4

ひとこと要約

この論文は、重イオン衝突実験と中性子星の天体観測から高密度における核状態方程式（EoS）の制約を統合し、特にブルッッッカー＝ハートリー＝フォックおよび相対論的DBHFアプローチを用いたab initio多体計算が、中程度の密度（3ρ₀まで）では軟らかく、より高い密度では硬くなるEoSを予測することを示しており、加速器実験データと高質量中性子星観測（例：M = 2.74±0.21 M☉のPSR J1748-2021B）と両立している。これにより、実験的制約と天体的制約の間にある顕在的な矛盾が解消される。

ABSTRACT

The nuclear equation of state (EoS) at high densities and/or extreme isospin is one of the longstanding problems of nuclear physics. In the last years substantial progress has been made to constrain the EoS both, from the astrophysical side and from accelerator based experiments. Heavy ion experiments support a soft EoS at moderate densities while the possible existence of high mass neutron star observations favors a stiff EoS. Ab initio calculations for the nuclear many-body problem make predictions for the density and isospin dependence of the EoS far away from the saturation point. Both, the constraints from astrophysics and accelerator based experiments are shown to be in agreement with the predictions from many-body theory.

研究の動機と目的

• 重イオン衝突（軟らかなEoSを支持）と高質量中性子星観測（硬いEoSを支持）から生じる核状態方程式（EoS）に関する矛盾する制約を解消すること。
• ab initio多体計算が加速器実験と天体観測の両方のEoS制約と整合しているかどうかを評価すること。
• 低励起状態のケイソン生成と中性子星の最大質量という両方の制約を同時に満たす、一貫性のあるEoSが存在するかどうかを特定すること。
• 極端な中性子星質量（例：M ≥ 2.74 M☉）がEoSに与える影響を評価し、標準的なハドロン的モデルを超える新しい物理が必要かどうかを検討すること。

提案手法

• 非相対論的ブルッッッカー＝ハートリー＝フォック（BHF）および相対論的ディラック＝ブルッッッカー＝ハートリー＝フォック（DBHF）計算を用いて、対称および中性子物質のEoSを予測するab initio多体手法を採用した。
• 微視的多体理論（BHF、DBHF、変分法）の予測を、現象的密度汎関数（NL3、DD-TW、スキューリー）および有効場理論（ChPT+corr.）と比較し、超飽和密度領域における予測能力を評価した。
• 輸送モデルと低エネルギー重イオン反応（例：NSCL-MSUおよびテキサスA&M）における等スケーリング分析を用いて、対称性エネルギーと圧縮率モジュラスの制約を抽出した。
• トロルマン＝オッペンハイマー＝ボルコフ（TOV）方程式を用いて中性子星の構造を計算し、EoSモデルから質量半径関係および最大質量を導出した。
• 直接ウルカ（DU）冷却過程を、陽子分率とニュートリノ放射の制約として評価し、熱的に検出可能な中性子星の冷却速度と関連づけた。
• 重イオンデータ（圧縮率モジュラスまで約3ρ₀）と中性子星質量測定値の両方を組み合わせ、保守的および極端な質量限界を用いて妥当なEoSの範囲を定義した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ab initio多体計算は、重イオン実験と高質量中性子星観測の両方の制約を同時に満たすことができるか？
• RQ2 低励起状態のケイソン生成と質量が≥2.3 M☉の中性子星の存在を説明するには、核EoSにどの程度の密度依存性およびスピン依存性が必要か？
• RQ3 微視的多体理論の予測は、超飽和密度領域において現象的密度汎関数と比べてどの程度優れているか？
• RQ4 極端な中性子星質量（例：M = 2.74 M☉）は、クォーク物質への相転移または標準的ハドロン的EoSを超える新しい物理を必要とするか？
• RQ5 直接ウルカ過程はEoSをどの程度制約し、高質量中性子星モデルの妥当性にどのような影響を与えるか？

主な発見

• ab initio多体計算（BHF、DBHF、変分法）は、中程度の密度（約3ρ₀まで）で軟らかなEoSを予測しており、低励起状態ケイソン生成および圧縮率モジュラスに関する重イオン実験データと整合している。
• 飽和密度における対称性エネルギーは約31 MeVと予測され、(p,n)電荷交換および低エネルギー重イオン反応における等スケーリングデータと一致している。
• 微視的計算により得られる最大中性子星質量は2.1〜2.3 M☉の間であり、PSR J1748-2021B（M = 2.74±0.21 M☉）を除く大多数の高質量観測と一致している。
• 重イオン実験からの制約（2–3ρ₀まで軟らかなEoS）と高質量中性子星観測（高密度で硬いEoSを要請）を組み合わせると、EoSに軟らかくから硬くなる遷移が生じる必要があるが、これはab initioモデルによって再現されている。
• DBHF EoSは直接ウルカ過程によるニュートリノ冷却が速すぎるが、クォーク物質への相転移が起こればこれを回避可能であり、このような相転移が否定されないことを示唆している。
• 最大中性子星質量が2.5 M☉を超える場合、必要なEoSは極めて硬くなり、標準的ハドロン的モデルを超える新しい物理が必要となる。