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超新星爆発後期の原始中性子星 進化における QCD 相転移の役割

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. 超新星爆発後期の原始中性子星 進化における QCD 相転移の役割. 国立天文台理論研究部研究員 安武伸俊. 内容. 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）. § １ . 素核宇宙分野における 本研究の位置づけ. ２００９－２０１０年度 理論と実験における核力の理解が進む.

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超新星爆発後期の原始中性子星 進化における QCD 相転移の役割

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Presentation Transcript

  1. 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 超新星爆発後期の原始中性子星進化におけるQCD相転移の役割 国立天文台理論研究部研究員 安武伸俊

  2. 内容 • 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）

  3. §１.素核宇宙分野における本研究の位置づけ

  4. ２００９－２０１０年度理論と実験における核力の理解が進む２００９－２０１０年度理論と実験における核力の理解が進む “実験： J-PARC(KEK/JAEA)” “数値実験：　格子QCD計算” Lattice QCD ? J-RARC

  5. 核力を実験から得る難しさ • 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。

  6. 中性子星における核力 • 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。

  7. エキゾチックな物質は単なる理論上の興味だけのものか？エキゾチックな物質は単なる理論上の興味だけのものか？ • 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。

  8. 天文学的動機まとめ ＳＫ “静的な天文現象” “動的な天文現象” ・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？ ・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

  9. 原始中性子星形成と研究戦略 PNS ・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) NS

  10. §２.本研究のこれまでの成果 • 生の核力データから得られるエキゾチックな物質状態 “柔らかすぎる”物質状態の問題回避 •  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。

  11. ０．原始中性子星におけるカイラル相転移NY. & K.Kashiwa, PRD. (2009a) 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(Shenet 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。

  12. １．QCD相転移における非一様構造NY, T.Maruyama, T.Tatsumi, PRD. (2009b) • 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：　MITBag  NJLや他のEOSも可。 渡辺（理研）さん提供

  13. １．QCD相転移における非一様構造NY, T.Maruyama, T.Tatsumi, PRD. (2009b) 1: EOS gets close to the one under the Maxwell condition.  Mixed phase becomes unstable at finite temperature. 2: At some density region, EOS becomes softer than the one at zero temperature.  The degree of freedom for QM is larger than HM.  F/A of QM becomes lower than the one of HM.  QM is favored at finite temperature.

  14. １．QCD相転移における非一様構造NY, T.Maruyama, T.Tatsumi, PRD. (2009b) 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”.

  15. １．QCD相転移における非一様構造NY, T.Maruyama, T.Tatsumi, PRD. (2009b) 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。

  16. １．QCD相転移における非一様構 Magnetic field in NSs.  the effects? Chiral symmetry restoration ? n=2n0 Cf. NY, Kiuchi, Kotake (2009 c) MNRAS NY, Kotake, Kiuchi, 2010 in prep. Cf. NY et al, (2009 b) PRD 3D pasta? Gravitational wave from NS-NS binaries ? Cf. Newton et al. 2009 Cf. M. Shibata Group

  17. ２．磁場や回転を伴う星の冷却 NY, K.Kiuchi, K.Kotake (2010 in prep.) High density region Aguilera, Pons, Miralles 2008 (EOS: SLy + BPS) BHF + Shen BHFwH + Shen poloidal Tomimura&Eriguchi 2005 + GR補正 total2 toroidal

  18. ２．磁場や回転を伴う星の冷却 NY, K.Kiuchi, K.Kotake (2010 in prep.) rhomax=5d14[g/cm^3] Bp=1.6d16[G] Bmax=6.0d16[G] Bp=3.1d15[G] Bmax=1.2d16[G] τ=3x10^6 τ=10^5 a=0.01 cmu=0.01 a=0.05 cmu=0.05 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。

  19. ３．強磁場のもとでのニュートリノ散乱断面積Maruyama, NY, Kajino, Ryu, Choun (2010 PRL.submitted.) 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。

  20. §３.現状 • 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.)

  21. 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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