中性子星は我々に何を語りかけているのか？
初田哲男
iTHES研究推進グループ
理化学研究所“体型”“体内”

・ 質量～(1-2)M☉・ 半径 ～10km
・ 表面重力～1011x地表・ 温度 ～109-106K
・ 表面磁場～106-1015G

・ 原子核
・ 中性子と陽子・ π中間子, Ｋ中間子
・ ハイペロン・ クォーク (u,d,s)+ レプトン中性子星の中心を大阪城に置くと

素粒子の標準理論

Plan of this Talk
1. 中性子星の基礎
2. 中性子星の質量3. 中性子星の冷却4. 中性子星の磁場5. 格子ゲージ理論と中性子星
6. まとめと展望

Plan of this Talk
1. 中性子星の基礎
2. 中性子星の質量3. 中性子星の冷却4. 中性子星の磁場5. 格子ゲージ理論と中性子星
6. まとめと展望１９３２ 中性子の発見 J. Chardwick

中性子星観測小史

１９３４ 中性子星の予言 W. Baade and F. Zwicky

１９６８ パルサーの発見 S. J. Bell and A. Hewish
１９７４ 連星中性子星の発見 R. A. Hulse and J.H. Taylor
１９７９ ＳＧＲ（マグネター？）の発見
１９８２ ミリ秒パルサーの発見 D. Backer et al.
２０１０ 大質量中性子星の発見 P. Detmorest et al.
２０１０ CAS-Ａ中性子星冷却曲線 C.O.Heinke and W.C.G.Ho(２０１Ｘ 中性子星合体からの重力波発見）

中性子星の質量分布

Lattimer and Prakash,
arXiv:1012.3208 [astro-ph.SR]中性子星構造の基本方程式
1. Tolman-Oppenheimer-Volkoff 方程式  一般相対論(TOV）

2. 状態方程式 P=P(ε)  強い相互作用
電磁相互作用（電荷中性条件）(EOS）
弱い相互作用（β平衡条件）

“質量(M)と半径(R)関係”の模式図

From Yagi, Miake and Hatsuda,“Quark-Gluon Plasma”, Cambridge Univ. Press (2008)

中性子星内部の諸相
・ 原子核
原子核パスタ・ 中性子と陽子超流動, 超伝導・ π中間子, Ｋ中間子
ボース・アインシュタイン凝縮
・ ハイペロン
超流動・ クォーク (u,d,s)
カラー超伝導存在の必然性 〇理論の定量性 △観測の進歩
現在:
M=(1.97±0.04)M☉
M=(2.01±0.04)M☉
X線バーストCAS-A冷却マグネター(Nature 2010)(Science 2013)⇔ 冷いEOS⇔ 冷い EOS⇔ 3P2 超流動?
⇔ 強磁性コア?

将来:合体からの重力波
星振学⇔ 熱いEOS⇔ クラスト構造

・ M～(1-2)M☉・ R ～10km
・ 0 < ρ < 10 ρ0Cassiopeia A Cooling, 4% decrease in 9 years(Heinke & Ho, ApJ 2010)

PSR J1614-2230 , 1.97(4) M☉, (Demorest et al., Nature 2010)

Magnetars(from Enoto, 2012)
Bs=3.2x1019√(PPdot) [G]M, T, B

Plan of this Talk
1. 中性子星の基礎
2. 中性子星の質量3. 中性子星の冷却4. 中性子星の磁場5. 格子ゲージ理論と中性子星
6. まとめと展望

Cassiopeia A Cooling, 4% decrease in 9 years(Heinke & Ho, ApJ 2010)

PSR J1614-2230 , 1.97(4) M☉, (Demorest et al., Nature 2010)

Magnetars(from Enoto, 2012)
Bs=3.2x1019√(PPdot) [G]T, B, M

中性子星の質量分布

Lattimer and Prakash,
arXiv:1012.3208 [astro-ph.SR]

高密度状態方程式と核力 （中性子・陽子のみの場合）

E/A (MeV)

Akmal, Pandharipande & Ravenhall, PRC58 (’98)

中性子物質は自己束縛しない

Z=0
N=Z
ρ(fm-3)

ρ0= 0.16 fm-3

3ρ05ρ0

現象論的核力(30-40パラメータ)

核力の斥力芯
Phys. Rev. 81 (1951) 165

Phys. Rev. 106 (1957) 1366

ω-meson高密度状態方程式と核力 （中性子・陽子のみの場合）

NNN

J1614-2230

PSR1913+16

NN
Oppenheimer-Volkov(1939)(ρmax ～ 6ρ0)

ハイペロン問題 （高塚問題）

NNNJ1614-2230

PSR1913+16

NN

ハイペロン混在

Oppenheimer-Volkov(1939)(ρmax ～ 6ρ0)

強相関クォークコアへのクロスオーバー?
Masuda, Hatsuda & Takatsuka,
Astrophysical Journal Letters 764 (2013) 12

中性子星合体からの重力波検出

Berger et al., arXiv:1306.3960[astro-ph.HE] (June 17, 2013)
Animation in Harvard-Smithonian press release (July 17, 2013)

中性子星合体時の重力波  EOS

1pc=3.26光年
100Mpc=3.26億光年
わが銀河の直径30Kpc=10万光年
Sekiguchi, Kiuchi, Kyutoku & Shiata,
PRL 107 (2011); PTEP (2013)

アンドロメダ銀河まで0.78Mpc=254万光年

クラストにおける原子核パスタ
星振学とクラスト状態方程式
Quantum Molecular Dynamics(Maruyama et al., PTEP 2012)

Relativistic MFT (Okamoto et al., PLB 2012)

Sotani, Nakazato, Iida& Oyamatsu, PRL (2012)

クラストにおける原子核パスタ
星振学とクラスト状態方程式
Quantum Molecular Dynamics(Maruyama et al., PTEP 2012)

Relativistic MFT (Okamoto et al., PLB 2012)

Sotani, Nakazato, Iida& Oyamatsu, PRL (2012)

Plan of this Talk
1. 中性子星の基礎
2. 中性子星の質量3. 中性子星の冷却4. 中性子星の磁場5. 格子ゲージ理論と中性子星
6. まとめと展望

Cassiopeia A Cooling, 4% decrease in 9 years(Heinke & Ho, ApJ 2010)

PSR J1614-2230 , 1.97(4) M☉, (Demorest et al., Nature 2010)

Magnetars(from Enoto, 2012)
Bs=3.2x1019√(PPdot) [G]T, B, M

中性子星のニュートリノによる冷却

クラスト
制動放射

修正ＵＲＣＡ過程Cassiopeia A cooling(9 years CHANDRA data)

Onset of 3P2 superfluidity ?

Heike & Ho, ApJ Lett. 719 (2010) L167
Shternin et al., Mon. Not. Astr. Soc. (2010)
Page et al., PRL (2011)

Siimple thermal relaxation ?
Heike & Ho, ApJ Lett. 719 (2010) L167
Tsuruta et al (2012)

CAS-A 冷却曲線と内部構造: 3P2超流動と関連？

Shternin et al.,Mon. Not. Astr. Soc. (2010)
Page et al., PRL (2011)

高密度クォーク物質でのカラー超伝導

flavorcolor

通常の金属超伝導との違い
1. 相対論的システム
カラー磁気相互作用が主要な寄与

2.

高温超伝導 ：
Tc/εF ~ 0.1
コンパクトなペアー ： r ~ 1-10 fmカラー・フレーバー構造

様々な凝縮相 (c.f. 3He)
2SC, uSC, dSC, CFL etc

See the review, K. Fukushima and T. Hatsuda,

Rep. Prog. Phys. 74 (2011) 014001

高密度クォーク物質でのカラー超伝導

ud2SCusduus

uSCddsflavor colordSCs

CFL

通常の金属超伝導との違い
1. 相対論的システム
カラー磁気相互作用が主要な寄与

2.

高温超伝導 ：Tc/εF ~ 0.1
コンパクトなペアー ： r ~ 1-10 fm

カラー・フレーバー構造

様々な凝縮相 (c.f. 3He)
2SC, uSC, dSC, CFL etc

See the review, K. Fukushima and T. Hatsuda,

Rep. Prog. Phys. 74 (2011) 014001

中性子星内の量子渦渦の大きさ ~ 10 fm
渦の間隔 ~ 0.01P(s)1/2cm

Cipriani,Vinci & Nitta, PRD86 (2012)

Plan of this Talk
1. 中性子星の基礎
2. 中性子星の質量3. 中性子星の冷却4. 中性子星の磁場5. 格子ゲージ理論と中性子星
6. まとめと展望

Cassiopeia A Cooling, 4% decrease in 9 years(Heinke & Ho, ApJ 2010)

PSR J1614-2230 , 1.97(4) M☉, (Demorest et al., Nature 2010)

Magnetars(from Enoto, 2012)
Bs=3.2x1019√(PPdot) [G]T, B, M

超強磁場をもつ中性子星（マグネター仮説）
表面磁場 ～1014-15 G
内部磁場 ～1018-19 G ?

強い相互作用が起源？
・ 中性子物質の強磁性
Brownell & Callaway (1969), Rice (1969), Silverstein (1969), Makishima (1999)
量子多体計算では否定的： Bordar & Bigdeli, PRC77 (2008) etc

・ クォークコアの強磁性
Tatsumi, Phys. Lett. B489 (2000); arXiv:1107.0807 [hep-ph]].

・ π中間子ドメインウォールによる強磁性
Eto, Hashimoto & Hatsuda, PRD88 (2013)

超強磁場をもつ中性子星（マグネター仮説）
表面磁場 ～1014-15 G
内部磁場 ～1018-19 G ?

強い相互作用が起源？
・ 中性子物質の強磁性
Brownell & Callaway (1969), Rice (1969), Silverstein (1969), Makishima (1999)
量子多体計算では否定的： Bordar & Bigdeli, PRC77 (2008) etc

・ クォークコアの強磁性
Tatsumi, Phys. Lett. B489 (2000); arXiv:1107.0807 [hep-ph]].

・ π中間子ドメインウォールによる強磁性
Eto, Hashimoto & Hatsuda, PRD88 (2013)

Plan of this Talk
1. 中性子星の基礎
2. 中性子星の質量3. 中性子星の冷却4. 中性子星の磁場5. 格子ゲージ理論と中性子星
6. まとめと展望量子色力学（ＱＣＤ）
1966

強い相互作用のＳＵ（３）ゲージ理論 (Y. Nambu)

1973

格子ゲージ理論

核子

r ～1 [fm](K. Wilson)

原子核r ～10 [fm]Y. Nambu

中性子星

r ～10 [km]K. Wilson

クォークから中性子星へ

量子色力学
格子QCD

負符号問題

格子QCD

バリオン相互作用多体問題の手法

高温状態方程式
相対論的流体力学

相対論的重イオン衝突

高密度状態方程式
一般相対論

中性子星

格子ＱＣＤによる第一原理計算による核力
Ishii, Aoki & Hatsuda, Phys. Rev. Lett. 92 (2007) 022001
Ishii et al., [HAL QCD Coll.], Phys. Lett. 712 (2012) 437
1S NN ポテンシャル (格子ＱＣＤ計算）
0

現象論的核力 (30-40パラメータ）

mπ(現在) ～450MeVでの核力
 mπ (数年後）= 135 MeVでの核力

格子ＱＣＤ核力を用いた高密度状態方程式 (LQCD + BHF)
(NN force: 1S0, 3S1, 3D1 channels only)
HAL QCD Coll., Phys. Rev. Lett. 111 (2013) 112503

核物質

中性子物質

格子ＱＣＤ計算結果に基づく中性子星

N=0,S=0

HAL QCD Coll.,
Phys. Rev. Lett. 111 (2013) 112503

格子ＱＣＤ計算結果に基づく中性子星

Mmax/M☉

N=0,S=0
N=Z,S=0R [km]HAL QCD Coll.,
Phys. Rev. Lett. 111 (2013) 112503

高速計算機の進歩

2013 June top5
Tianhe-2 (34 PFlops)
Titan(18 PFlops)
Sequoia (17 PFlops)
K(11 PFlops)
Mira( 9 PFlops)□○First LQCD
Simulation

Now

original plot by A. Ukawa

京コンピュータ
(11.28 PFlops, 80,000 CPUs x 8 = 640,000 cores)

神戸京コンピュータ
(11.28 PFlops, 80,000 CPUs x 8 = 640,000 cores)

Mπ=135MeV神戸

Plan of this Talk
1. 中性子星の基礎
2. 中性子星の質量3. 中性子星の冷却4. 中性子星の磁場5. 格子ゲージ理論と中性子星
6. まとめと展望まとめ理論格子ＱＣＤ計算＋量子多体論

冷却原子気体
テーブルトップシミュレータ

観測
Ｘ線、電波
ニュートリノ、重力波

実験(RIBF, J-PARCなど）
基礎データ

冷却原子を用いた中性子星の実験室シミュレーション？
重力ＭＯＴ~10km~1 mm

・ ハドロン相とクォーク相のクロスオーバー⇔ 冷却 ボース原子-冷却フェルミ原子混合気体
Maeda, Baym & Hatsuda, Phys. Rev. Lett. 103 (2009) 085301

・ π中間子凝縮 ⇔ 冷却双極子原子（分子）気体
Meada, Baym & Hatsuda, Phys. Rev. A 87 (2013) 021604(R)