【 12. 16. Thus. 2008. RIRONKON.】

クォーク・ハドロン混合相における微細構造効果と高密度天体の構造
Finite size effects on quark-hadron phasequark-hadrontransition and structures of compact stars
NAOJ

安武 伸俊
JAEA
JAEA

Kyoto
Kyoto Univ.
Univ.

WasedaWaseda UniversityUniversity

NAOJ
NAOJ

丸山 敏毅

巽 敏隆

木内 建太

固武 慶

Contents §1. イントロダクション§1.
 クォーク・ハドロン混合相におけるパスタ構造
 強磁場（回転）中性子星

 §2. セットアップ§2.
 状態方程式
 磁場回転をもつ相対論的な回転平衡形状

 §3. 結果§3.
 クォーク・ハドロン混合層をもつ高密度天体の構造 §4. まとめ & 議論
§4.
2

壱§1. Introduction§1.

3

Pasta Structure 多粒子系での一次相転移では、非一様な微細構造（いわゆる パスタ構造 ）が現れると考えられている。

期待されるサイト① Liquid-gas : supernovae matter② Neutron drip: neutron stars inner crust③ Meson condensation: neutron stars outer core
④ Quark-hadron: neutron stars inner core (Hybrid stars)
4Æ 本日の内容

Neutron stars topics
 超新星
 最近の研究を見るとニュートリノ加熱、磁場、回転などの非球対称的な効果が 3D simulation of SN(Iwakami et al. 2008)
超新星爆発には本質的に重要。
Æ “回転” や “磁場”

 マグネター (表面磁場〜1014G)
 起源 ?
 構成物質、内部構造？

Our study is a first one of“ Magnetized Rotating compact stars w/wo exoticmatter”

5

弐§
2. Formulation§2.

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EOSs ①:MIT bag model and BHF hadron EOS
ハドロン相: Brueckner Hartree Fock
(Baldo et al.(1999), ハイペロンの有無を考慮)+クォーク相: MIT bag model(Free fermions - bag constant)
クォーク＝ハドロン混合層では以下を全て考慮して最低エネルギーをもつ構造が実現される。
・ “クーロン相互作用” や “表面張力”のバランス
・荷電中性・バリオン数の保存・相平衡（右）7

EOSs ②:
Uncertainty for surface tension
 MIT bag model を用いたoptimisticな見積もり (Farhi &Jaffe 1984; Berger & Jaffe 1987)
 有限温度のもとでの格子QCD (Kajantie et al. 1991;
Huang et al. 1990, 1991)

σ= 10 – 100 MeV/fm2
 しかし、パスタ構造なども考慮した上でEOSを構築するとσ> 40 MeV/fm2 で、ほとんど変化はみられない(Maruyama et al. 2007)。
 以上のことから我々は

σ= 10, 40 MeV/fm2

8

EOSs(T=0 MeV, Yl=0) ③:
Brueckner Hartree Fock (Baldo et al.(1999), w/wo hyperon)
BHF(ハイペロンあり)
QH pasta (σ=10 MeV/fm2)
QH pasta (σ=40 MeV/fm2)
BHF(ハイペロンなし)

EOSの硬さQaurk-Hadron pasta EOSs

“Droplet” は現れない。

“Rod” は現れない。

9Formulation ofmagnetized rotating star equilibrium
Kiuchi & Yoshida (2008) MNRAS
Grad-Shafranow eq.
Einstein eq.
Bernoulli eq.

AΦ = 0

トロイダル磁場のみ!!

・・・ Similar to Komatsu Eriguchi Hachisu scheme(1989)
・ integrable condition
・ no meridional flowBΦ ∝ f (ρ)
【仮定】
1. 定常, 軸対称性
2. 完全流体, 電気伝導度無限3. 子午面流なし
4. barotropic EOS
10参§
3. Result§3.

11Neutron Stars with hyperons
ρ0BΦ
M =1.31 Ms
Bmax=7.1×1017G

M0=1.45Ms, Φ=5×1029 G cm2
Neutron Stars without hyperons

ρ0BΦ

M =1.32 Ms
Bmax=4.6×1017G
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Hybrid Star : B=100 MeV/fm3, σ=1０ MeV/fm2
ρ0BΦ
M =1.30 Ms
Bmax=6.2×1017G

M0=1.45Ms, Φ=5×1029 G cm2

Hybrid Star : B=100 MeV/fm3, σ=4０ MeV/fm2
ρ0BΦ

M =1.31 Ms
Bmax=6.2×1017G
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Density distributions
for equatorial direction

MixedPhase

14

肆
§
4. Summary & Discussion§4.

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SummaryNSs や HSs の 磁場をともなった（トロイダル磁場のみ）磁場をともなった（トロイダル磁場のみ）NSs星の構造を計算した。
 クォーク＝ハドロン相転移を伴う星では明らかに赤道方向での磁場の分布の仕方が違う
不連続的に磁場強向での磁場の分布の仕方が違う.. （（不連続的に磁場強度が変わる。）
 表面張力が大きいと混合層領域がなくなり、この磁場の不連続性が大きくなる。
----- other result ----
 回転の効果
16Discussion

EOS ? ((MITÆNambu-Jona-Lasinio,MITÆNambu-Jona-Lasinio, mCFL
 他の他のEOS・・・)・・・)

?
 有限温度やニュートリノトラップの効果
有限温度やニュートリノトラップの効果?
EOSそのものに影響を及ぼす可能性がある。
 強磁場だと強磁場だとEOSそのものに影響を及ぼす可能性がある。
? 他の磁場起源?
 ポロイダル磁場
ポロイダル磁場?
他の磁場起源?
 分子動力学では？

（ただ正確なFermi分布や反粒子の寄与の計算は厳しそう・・・）（ただ正確なFermi分布や反粒子の寄与の計算は厳しそう・・・）?
 天文現象としては天文現象としては?
-ray burst
XX-ray neutrino cross section
やSpin-down rate
 高密度天体の冷却曲線
高密度天体の冷却曲線やSpin-down Gravitational Wave((ただ今回の磁場の分布の効果はあまり効かないだろう・・・)
ただ今回の磁場の分布の効果はあまり効かないだろう・・・)

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----- Collaborators ----丸山 敏毅 ((JAEA)
JAEA)
巽 敏隆 ((Kyoto
Kyoto Univ.)
木内 建太 ((Waseda
Waseda Univ.)
固武 慶 ((NAOJ)
NAOJ)----- Acknowledgment ----M. Baldo-J. Schulze (INFN Catania)
Baldo,, H.
H.-J.
Catania)
橋本正章
橋本正章,, 野田常雄 (Kyushu Univ.)
山田章一 ((Waseda
Waseda Univ.)
梶野敏隆 ((NAOJ)
NAOJ)
千葉 敏 (JAEA)

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