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

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

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“ 実験： J-PARC(KEK/JAEA)”“ 数値実験：　格子 QCD 計算”

Lattice QCD

J-RARC

?

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。

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。

ただし、往々にして観測を説明できないほど“柔かく”なる。丸山氏提供（ JAEA ）

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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ＳＫ“ 動的な天文現象”“ 静的な天文現象”・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）

・ 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？

天文学的動機まとめ

ニュートリノ検出器

重力波検出器

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 )”

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原始中性子星形成と研究戦略core collapse

HHe

C+OSi

Fe

trapping core bounce

NSNS

shock propagation in coreshock in envelopeSN explosion

PNS

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 )

§ 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 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。

“ 柔らかすぎる”物質状態の問題回避

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Hadron 　 (Shen et al.1998)

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。

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。

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

【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。

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 ：　 MIT Bag NJL や他の EOS も可。 渡辺（理研）さん提供

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

　 Tc ～ 60 MeV

thick curve; T=50 MeVthin curve; T=0 MeV

The main component in the change of F/A is “the correlation energy”. 14

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

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PTあり

PT なし

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

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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n=2n0

Chiral symmetry restoration ? Magnetic field in NSs. the effects?

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

１． QCD 相転移における非一様構

２．磁場や回転を伴う星の冷却 NY, K.Kiuchi, K.Kotake (2010 in prep.)

BHFwH + ShenBHF + ShenAguilera, Pons, Miralles 2008(EOS: SLy + BPS)

High density region

poloidal total2toroidalTomimura&Eriguchi 2005 + GR補正

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rhomax=5d14[g/cm^3]

Bp=1.6d16[G]Bmax=6.0d16[G]a=0.05cmu=0.05

Bp=3.1d15[G]Bmax=1.2d16[G]a=0.01cmu=0.01

τ=10^5 τ=3x10^6

２．磁場や回転を伴う星の冷却 NY, K.Kiuchi, K.Kotake (2010 in prep.)

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。

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。

§ 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 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.)

そのほか

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。