超新星爆発後期の原始中性子星

2010.3.16.
次世代スーパーコンピュータ戦略プログラム分野５：「物質と宇宙の起源と構造」
科研費新学術領域研究：「素核宇宙融合による計算科学に基づいた重層的物質構造の解明」
合同シンポジウム
国立天文台理論研究部研究員
安武伸俊
1.素核宇宙分野における本研究の位置づけ
 2.中間報告
 3.現状（今後の方針など）

“実験： J-PARC(KEK/JAEA)”
“数値実験：格子QCD計算”
Lattice QCD
J-RARC
?

相互作用を実験から得る方法


２粒子の２体散乱実験
現状

核子‐核子間散乱実験データ～4000個
ハイペロン‐核子間～40個 J-PARC
 ハイペロン‐ハイペロン間０個 J-PARC ?


３体力に関しては、まるでわかってない。
格子QCD計算などの理論分野と
相補的に理解を深める必要がある。

星内部の物質状態を決める（状態方程式）。
変分原理計算：鷹野グループ（早大）
 Bruekner-Hartree-Fock計算：我々

生の核力ポテンシャルをもとに自己無撞着にエネルギー(状態方程式)を求める。
丸山氏提供（JAEA）
ただし、往々にして観測を説明できないほど“柔かく”なる。

違う!：一つの観測例X線transient
“伴星＋降着円盤の重力不安定“
heating（X線の放出）
ニュートリノによる冷却
標準的な冷却過程では
説明がつかないほど冷却が早い。
“静的な天文現象”
・X線transient
・中性子星の冷却曲線
超流動やエキゾチックな物質の効果
といった極限物質の物理？
中性子過剰核などの影響予測から
原子核理論(中務)の検証
・Magnetars
超強磁場の起源？
“動的な天文現象”
ＳＫ
・ガンマ線バースト(長滝)
最も高エネルギー
の天体現象
・超新星爆発
・中性子星連星の合体（関口）
重元素合成の舞台
（地球や人類の起源）
ニュートリノ検出器
中性子星原始中性子星超新星爆発
“我々の研究は、すべてを無矛盾に含む研究にしなければならない(過去では鈴木＠理科大)”
重力波検出器8
trapping
core collapse
core bounce
C+O
He
H

Si
Fe



SN explosion


shock propagation in core
shock in envelope

PNS
NS

NS




・初期条件である超新星爆発機構はよくわかっていない。
[理論]ニュートリノが鍵というが輸送を完全に解いて理解できる保証はない。
[観測] 数百年に一回の爆発を待てるか？
・最終解である中性子星は観測は多々ある。
まずはこれを満たす解を多々得る。近年のX線transientとの比較も。
超新星爆発がどうあるべきか？1D PNSとの比較(鈴木)
9

生の核力データから得られるエキゾチックな物質状態
 ただし、往々にして観測を説明できないほど“柔かく”なる。
【提案されている物理】三体力、相対論的効果、クォーク・ハドロン相転移
これらを考えることが本研究の前提になってくる。
Quark (SU(3) NJL)
レプトン量多（電子多）
s-クォーク少
s-クォークのカイラル対
称性の回復が抑えられる。
固い状態方程式。
Hadron (Shen et al.1998)
レプトン量多（電子多）
中性子数少
斥力(n-n)が抑えられる。
状態方程式が柔らかくなる。
【原始中性子星との関連】
相転移ありニュートリノ放出と共に柔らかくなる。
相転移なし固くなる。
11






多成分系での一次相転移では”パスタ構造”と呼ばれる非一様構造現れる。
有限温度においての効果は
まだ誰も見ていなかった。
分子動力学計算は真空のエネルギーの
取扱いなどに向かない。
構造を仮定。
荷電中性＋相平衡＋バリオン数保存
＋表面張力＋クーロン相互作用
ハドロンEOS：ハイペロン込みBHF
クォークEOS： MIT Bag  NJLや他のEOSも可。
渡辺（理研）さん提供
13
Stability curve
Components of F/A
thick curve; T=50 MeV
thin curve; T=0 MeV
Tc ～60 MeV
The main component in the change of F/A is
“the correlation energy”.
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PTあり
PTなし
ただし、ニュートリノは計算中。∑-Nのrepulsiveな効果はまだ。
15
Magnetic field in NSs.  the effects?
Chiral symmetry restoration ?
n=2n0
Cf.
NY et al, (2009 b) PRD
Cf. NY, Kiuchi, Kotake (2009 c) MNRAS
NY, Kotake, Kiuchi, 2010 in prep.
Gravitational wave from NS-NS binaries ?
Cf. M. Shibata Group
3D pasta?
Cf. Newton et al. 2009
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Aguilera, Pons, Miralles 2008
(EOS: SLy + BPS)
toroidal
High density region
BHF + Shen
BHFwH + Shen
Tomimura&Eriguchi 2005 + GR補正
poloidal
total2
rhomax=5d14[g/cm^3]
Bp=1.6d16[G]
Bmax=6.0d16[G]
a=0.05
cmu=0.05
Bp=3.1d15[G]
Bmax=1.2d16[G]
a=0.01
cmu=0.01
τ=10^5
τ=3x10^6
磁場の強さやdecay time scaleによって
熱的進化が大きく変わる。
観測的に熱すぎる中性子星の結果を再現できる。
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Bo～10^17G
Θi
ニュートリノ
ハイペロンがあったとしても同等のニュートリノの散乱断面積の異方性がでる。

原始中性子星内部の状態方程式

有限温度(Yl=0) QCD+hyp.
 NY, T.Maruyama, T.Tatusmi PRD(2009)

有限温度(Yl≠0) QCD+hyp.
 NY, T.Maruyama, T.Tatusmi PRD(2010.in prep.)

有限温度、磁場中のニュートリノ散乱断面積
T.Maruyama, NY, T.Kajino, Ryu, Choun PRL(2010 submitted)

磁場分布や回転をもった中性子星の熱的進化
NY, K.Kiuchi, K.Kotake (2010. in prep.)

磁場や回転を伴う原始中性子星内部のニュートリノ輸送
そのほか



強磁場中性子星にクォークコアができる際のエネルギー解放の見積もり
 NY, Kiuchi, Kotake, MNRAS(2010)
1Dの詳細な中性子星の熱的進化
Noda, Hashimoto, NY, Maruyama, Tatsumi, Fujimoto (2010a,b in prep.)
PIC を用いた中性子星クラストでの磁場のdecay
Takahashi, K.Kotake, NY (2010. in prep.)
磁場や回転を伴う原始中性子星内
部のニュートリノ輸送
住吉（沼津高専）
3D full ボルツマン輸送
ただし現在は
流体とカップルしていない。
我々のstaticな星の解に
は導入できるはず。

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