ストレンジネス核物理
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中性子星の超流動に対する ハイペロン混在の効果   PowerPoint PPT Presentation


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ストレンジネス核物理 2010    ( 2010.12.2 ー 4 、 KEK ). 中性子星の超流動に対する ハイペロン混在の効果  . 高塚龍之(岩手大). *) Based on the works with S. Nishizaki, Y. Yamamoto and R. Tamagaki.  話の項目  □超流動発現に関わる 3 要素  □ハイペロン混在下のバリオン超流動     ○成分、強さ、存在領域の変化     ○観測( M )との整合性に留意するとどうなるか?     ○原子核対称エネルギーとの関連は?  □冷却問題と超流動  □まとめ.

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中性子星の超流動に対する ハイペロン混在の効果  

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Presentation Transcript


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ストレンジネス核物理2010

   (2010.12.2ー4、KEK)

中性子星の超流動に対するハイペロン混在の効果  

高塚龍之(岩手大)

*) Based on the works with S. Nishizaki, Y. Yamamoto and R. Tamagaki


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 話の項目

 □超流動発現に関わる3要素

 □ハイペロン混在下のバリオン超流動

    ○成分、強さ、存在領域の変化

    ○観測(M)との整合性に留意するとどうなるか?

    ○原子核対称エネルギーとの関連は?

 □冷却問題と超流動

 □まとめ


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□ Three elements in gap equations

○ Here, we note the 3-elements (Fermi momentum

k , effective mass m* and pairing interaction) to

control the energy gap.

#) For 3P2 NN pairing, the situation is similar, although the gap

equation becomes complex due to the 3P2-3F2 tensor-coupling.

FB

B


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1)

2)

3)

1) P.R. C38 (1988) 1010

2) N.P. A361 (1981) 502

3) P.R. C58 (1998) 1804


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Dramatic softening of EOS Necessity of “Extra Repulsion”

TNI3 TNI3u: Universal inclusion of TNI3 repulsion

*) As a review article, T. Takatsuka, Prog. Theor. Phys. Suppl. No. 156 (2004) 84


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○Observed mass of

neutron stars

J.M. Lattimer and

M. Prakash

Phys. Rep. 442

(2007) 109-165

→Constraint:

M_{max}(theory) >1.44M_{solar}


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Universal 3-Body Repulsion

○ As such an “Extra Repulsion”, we introduce the phenome-

nological three-nucleon interaction (TNI) of Illinois’ type[1]

(*) not only to NN part but also to YN and YY parts.

(Universal inclusion of TNI, denoted by TNIu), considering

that TNI should not be restricted to NN)

○ →nicely consistent results (see Figures)

(*) expressed effectively in a form of two-body force.

[1] L.E. Lagaris and V.R. Pandharipande, Nucl. Phys. A369 (1981) 470.

B. Friedman and V.R. Pandharipande, Nucl. Phys. A361 (1981) 502.


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-

-

(n, p, Λ, Σ , e , μ )

○ Large E

→ 2.0 V (RSC)

○ Normal E

→ 1.0 V (RSC)

sym

T0

sym

T0


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 まとめ

(イ)ハイペロンが混在すると、もともと存在していたn及びp超    

   流動の存在域は混在開始密度に応じて影響をうける。

   p超流動は全体として低密度側にシフトする。

(ロ)高密度側では新たにΛ、Σ^-の超流動が発現する。

(ハ)大きなE_{sym}のケースでは、各バリオン超流動は、弱

   められ、存在密度域は低密度側にシフトする。

(ニ)速く冷えた中性子星の冷却シナリオとして Λ-Durca と

Λ-superの共存による冷却機構(ハイペロン冷却)が有

   望。しかし、“NAGARAevent” を考慮すると Λ-super

   は消え(冷え過ぎ)、このシナリオはつぶれる(→further

investigations)

(ホ)E_{sym}が大きい場合を考えても、これは救い難い。


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(へ)

 ○ YN int. → Y混在密度 → M観測との整合性 (逆に

核物理に対し、“新たな斥

力”問題を提起)。

Y-Durca

→ Ts観測との整合性

 ○ YY int. →  Y-Super (速い冷却機構)

  ⇒ ストレンジネス核物理の更なる進展が不可欠!


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