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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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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 - PowerPoint PPT Presentation


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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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Presentation Transcript
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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

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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)
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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

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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。

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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。
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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。

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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

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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

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§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。

ny k kashiwa prd 2009a
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。

qcd ny t maruyama t tatsumi prd 2009b
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

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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.

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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”.

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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。

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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

ny k kiuchi k kotake 2010 in prep
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

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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。

maruyama ny kajino ryu choun 2010 prl submitted
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。

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§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.)
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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。