[論文レビュー] Neutron superfluidity in strongly magnetic interiors of neutron stars and its effect on thermal evolution

Ch. Schaab, Fridolin Weber+1 more|arXiv (Cornell University)|Apr 20, 1998

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 1被引用数 7

ひとこと要約

本稿は、強磁化された中性子星内部（H ~ 10^16–10^17 G）における中性子m=2超伝導状態の研究を行っている。ここでは、角度に依存するエネルギーギャップが、指数的抑制ではなく多項式的抑制を引き起こすため、ニュートリノ放射率が抑制される。この研究では、このペアリング状態が熱的進化に顕著な影響を与え、表面温度を低下させ、理論的予測を観測された水素大気モデル温度とよりよく一致させることを示している。特に、強化冷却状況において顕著である。

ABSTRACT

The possibility of a neutron m=2-superfluid in the interior of neutron stars is investigated. This pairing state is energetically favoured in strong magnetic fields ($H\sim 10^{16}-10^{17}$ G). Because of the node in the angular-dependent energy gap along the field direction the neutrino emissivity is only suppressed polynomially as function in $T/T_{c}$ instead of exponentially, as it is obtained for a nodeless pairing state. The effect of this pairing state on the thermal evolution of neutron stars is studied, and its outcome is compared with the evolution of ``normal'', i.e. nodeless, superfluid and non-superfluid neutron stars, and also with observations. We find that particularly the predicted surface temperatures of the enhanced cooling scenario considerably change and come into agreement with temperatures deduced from observational data within the hydrogen atmosphere model. Furthermore the surface temperature depends on the magnetic field strength as an additional parameter aside from the neutron star mass. The latter is however only operative in the case of the intermediate cooling scenario.

研究の動機と目的

• 強磁場（10^16–10^17 G）下における中性子星コア内でのm=2中性子超伝導状態の存在と安定性を調査すること。
• ノードなし超伝導状態および通常状態と比較して、このペアリング状態がニュートリノ放射率と熱的進化に与える影響を評価すること。
• 理論的表面温度予測を観測データと比較し、特に水素大気モデルに関して評価すること。
• 磁場強度が中間冷却状況において熱的進化に与える影響を追加のパラメータとして評価すること。

提案手法

• 強い磁場下における中性子超伝導状態のエネルギーギャップ構造を分析し、特にm=2ペアリングチャネルに注目する。
• 多項式的抑制（T/T_c）^n が得られる角度に依存するギャップ関数を用いて、ニュートリノ放射率を計算する。これは指数的抑制とは対照的である。
• エネルギー損失計算に修正された放射率を組み込み、中性子星の熱的進化をモデル化する。
• 非超伝導状態、ノードなし超伝導状態、m=2超伝導状態の中性子星の予測表面温度を3つのシナリオで比較する。
• 中間冷却状況において磁場強度を変数パラメータとして取り入れ、その影響を評価する。
• 観測データ（水素大気モデル）を用いて理論的予測を制約する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 10^16–10^17 Gの磁場下の中性子星内部において、m=2中性子超伝導状態がエネルギー的に有利に働く可能性があるか？
• RQ2 m=2ペアリングにおける角度に依存するエネルギーギャップは、ノードなし超伝導状態と比較してニュートリノ放射率にどのように影響を与えるか？
• RQ3 m=2超伝導状態は中性子星の熱的進化および表面温度にどのような影響を与えるか？
• RQ4 水素大気モデル下での観測と比較して、m=2超伝導星の理論的表面温度予測はどの程度の一致を示すか？
• RQ5 磁場強度は中間冷却状況における表面温度予測を顕著に変化させるか？

主な発見

• m=2超伝導ペアリング状態は、ノードなし超伝導状態で見られる指数的抑制とは異なり、T/T_cの多項式的抑制をニュートリノ放射率に与える。
• 強化冷却状況における予測表面温度はm=2超伝導状態のおかげで顕著に低下し、水素大気モデルからの観測とより良好に一致する。
• 中間冷却状況において、磁場強度が表面温度に影響を与える重要なパラメータとして浮き彫りになった。磁場が強いほど表面温度が低くなる。
• m=2超伝導モデルは、特に強化冷却領域において観測された中性子星表面温度と理論的予測の一致を改善する。
• 本研究では、磁場強度とペアリング対称性の相互作用が、特に中間冷却状況において熱的進化に顕著な影響を与えることが示された。
• 結果から、強い磁場下の中性子星コアにおけるm=2超伝導状態は、いくつかの中性子星の観測された冷却行動を説明する有効なメカニズムである可能性が示唆される。