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Hyperon Mixing in Supernova Matter and Neutron Stars at Birth

超新星物质和中子星诞生时的超子混合

基本信息

批准号：
15540244
负责人：
NISHIZAKI Shigeru
金额：
$ 1.02万
依托单位：
Iwate University
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for Scientific Research (C)
财政年份：
2003
资助国家：
日本
起止时间：
2003 至 2005
项目状态：
已结题

来源：
https://kaken.nii.ac.jp/en/grant/KAKENHI-PROJECT-15540244/
关键词：
Theoretical Nuclear Physics Supernova Matter Hyperon Equations of Motion Neutron Star

项目摘要

Hot and dense matter in the interior of neutron stars just after the supernova explosion will has almost constant and large entropy due to the neutrino trapping. We studied the mixing of constituent particles in this supenova matter and revealed its characteristics as follows.(1)The mixing ratio of electrons becomes large due to the lepton number conservation and its magnitude does not depend on the density so much and keeps almost constant.(2)The large electron fraction results in the large proton mixing because of the charge neutrality.(3)The mixing of Σ^- in the high-density region is largely reduced by the lepton number conservation.By using the equation of motion (EOS) for this supernova matter, we constructed the neutron star model. Its characteristics are as follows.(1)The maximum mass of neutron staras at birth is 1.84 times solar mass and is larger than that resulting from cold neutron star matter (1.82 times solar mass). This is due to the hardening of EOS.(2)Since the baryon number is conserved in the cooling stage of hot neutron stars at birth, the maximum mass of cooled neutron star is smaller than that estimated by EOS of neutron star matter and decreases to (1.75-1.79) times solar mass.(3)The density distribution in the interior of neutron stars becomes flatter and decreases rapidly at the surface as they cool. This tendency is contrasted with the result from EOS without hyperons. In this case, the central density increases and the radius decreases as neutron stars become cooler. The fraction of protonts in the interior of neutron stars decreases and that of Σ^- increases as they cools.

超新星爆发后，由于中微子的捕获，中子星内部的热而致密的物质将具有几乎恒定的大熵。我们研究了在这个supenova物质组成粒子的混合，并揭示了它的特点如下。（1）由于轻子数守恒，电子的混合比变大，其大小与密度的关系不大，几乎保持不变。（2）由于电荷中性的存在，大的电子分数导致大的质子混合。（3）由于轻子数守恒，高密度区Σ ^-的混合大大减少。利用该超新星物质的运动方程（EOS），我们构建了中子星星模型。其特点如下。（1）中子星诞生时的最大质量是太阳质量的1.84倍，大于冷中子星星物质产生的质量（太阳质量的1.82倍）。这是由于EOS的硬化。（2）由于在热中子星诞生时的冷却阶段重子数是守恒的，冷却后的中子星星的最大质量比中子星星物质物态方程估计的质量小，为太阳质量的（1.75 - 1.79）倍。（3）中子星内部的密度分布随着冷却而变平，表面的密度分布迅速降低。这一趋势与无超子状态方程的结果相反。在这种情况下，随着中子星温度的降低，中心密度增加，半径减小。随着中子星冷却，中子星内部的质子比例减少，而γ ^-的比例增加。

项目成果

期刊论文数量（14）

专著数量（0）

科研奖励数量（0）

会议论文数量（0）

专利数量（0）

Hyperon Mixing and EOS of Neutron Star Cores

中子星核心的超子混合和 EOS

DOI：
发表时间：
2004
期刊：
Progress of Theoretical Physics No.156(Supplement)
影响因子：
0
作者：
S.Aoki;Shigeru Nishizaki;S.Aoki;Shigeru NISHIZAKI
通讯作者：
Shigeru NISHIZAKI

Occurrence of Hyperon Superfluidity in Neutron Star Cores

DOI：
10.1143/ptp.115.355
发表时间：
2006-01
期刊：
Progress of Theoretical Physics
影响因子：
0
作者：
T. Takatsuka;S. Nishizaki;Y. Yamamoto;R. Tamagaki
通讯作者：
T. Takatsuka;S. Nishizaki;Y. Yamamoto;R. Tamagaki

ハイペロンを含む超新星物質の状態方程式

包括超子在内的超新星物质的状态方程

DOI：
发表时间：
2005
期刊：
素粒子論研究 111・4
影响因子：
0
作者：
K.Sadakane;T.Ohnishi;M.Ohkubo;Y.Takeda;Y.Takeda et al.;E.Shintani et al.;Tatsuyuki Takatsuka;S.Aoki;K.Sadakane et al.;Tatsuyuki Takatsuka;Y.Namekawa;西崎滋
通讯作者：
西崎滋

Hyperon Mixing and EOS of Neutron Star Core

中子星核心的超子混合和EOS