π中間子凝縮を伴った熱い中性子星のモデル

具有π-介子凝聚的热中子星模型

• 批准号: 01652501
• 负责人: 高塚 龍之
• 金额: $ 0.26万
• 依托单位: Iwate University
• 依托单位国家: 日本
• 项目类别: Grant-in-Aid for Scientific Research on Priority Areas
• 财政年份: 1989
• 资助国家: 日本
• 起止时间: 1989 至 无数据
• 项目状态: 已结题
• 来源: https://kaken.nii.ac.jp/en/grant/KAKENHI-PROJECT-01652501/
• 关键词: 中性子星物質; 超新星物質; π中間子凝縮; 有限温度のハ-トリ-・フォック式; 熱い中性子星; SN1987A; パルサ-グリッチ

まず、本質的な点に着目した簡単化を行い当課題の全体的見透しを得た。その骨子は、中性子星物質→中性子物質+電子ガスと近似する、有限温度のハ-トリ-・フォック方程式系を扱い熱力学諸量と系の状態方程式(EOS)を導く、この結果を超新星物質の特質に照応してエントロピ-一定、レプトン混在比一定の条件下で再構成し所要のEOSを得る、というものである。このEOSに基づき、誕生時の熱い中性子星の諸性質、冷却により解放し得るエネルギ-、SN1987Aのニュ-トリノバ-ストとの関連、等を論じた。この研究は当課題遂行上の方法と道筋を確立し得た点で重要と考えている(別掲第3論文)。上記アプロ-チを、中性子物質→非対称核物質、通常椎→π中間子凝縮を含む相、とより一般的な場合に適用した。超新星物質に対応する核物質は陽子が30〜40%混在した非対称核物質であるが、これは純粋中性子物質と対称核物質(陽子数=中性子数)の内抻により求める。現在、EOSと熱力学諸量を求める計算を終了し、より現実的な熱い中性子星モデルを求める準備に入っている。ところで、超新星物質を更に実際的に扱うには、レプトン(電子+ニュ-トリノ)数一定の下で陽子数(荷電中性により電子数に等しい)が密度と温度によってどう変わるかを調べねばならない。これを実行して初めて本研究課題が最も現実的なレベルで遂行されたことになる。これに向けての準備過程として、β平衡下にある“陽子+中性子+電子"系を扱い、温度や密度によって陽子混在度がどう変わるか、零温度の場合に較べて何が本質的か、を議論した。これにより本格的な計算への見透しが得られた(別掲第4論文)。また、当課題と関連して、π凝縮中性子星とパルサ-グリッチを関係づけるモデルを提案した(別掲第5論文)。

The purpose of this paper is to improve the transparency of all the problems in the industry. The equation of mechanics and mechanics is the equation of state equation (EOS). The results show that the characteristic of supernova, the equation of electron, the equation of finite temperature, the equation of finite temperature, the equation of mechanics, the equation of dynamics, the equation of dynamics, the equation of state (EOS), the equation of mechanics, the equation of dynamics, the equation of state, the equation of dynamics, the equation of dynamics, the equation of state, the equation of state, the equation of dynamics, the equation of dynamics, the equation of state, the equation of dynamics, the equation of dynamics, the equation of mechanics, the equation of state, the equation of dynamics, the equation of I don't know what to do. The EOS base cycle, the birth temperature of the neutral sub-star, the cooling temperature, the cooling temperature, the temperature and the temperature. When the research project is carried out, it is important to make sure that there are some important points in the method (article 3). In the upper part of the body, the neutral substance is not called the nuclear substance, the general vertebra π contains the phase, and the general structure is used in combination. The supernova is mixed with 30% of the non-nuclear particles and the neutral particles of the supernova (the number of neutrons = the number of neutrons) is called the number of neutrons. At present, the calculation of the mechanical parameters of the EOS has been completed, and the neutral stars are ready to enter the computer. The number of supernovae, supernovae and supernovae. In the early days of this study, the most important part of this research project, the most important part of this study, did so. The equipment is used to prepare the process temperature, the temperature, the density, the temperature, the In this case, the calculation in this box will get a lot of information (for example, article 4). When you have a problem, you need to know that the neutral star is a neutral star, and the neutral star is a neutral star.

项目成果

T.Takatsuka: "Proton Abundance in Hot Neutron Matter" Contribution Paper to Yamada Conference 24 “Strongly Coupled Plasma Physics",ABSTRACTS. 56-56 (1989)

T.Takatsuka：“热中子物质中的质子丰度”山田会议 24“强耦合等离子体物理”的投稿论文，摘要 56-56 (1989)。

T.Takatsuka: "Characteristic Features of Hot Neutron Stars and Neutrino Burst from SN1987A" Contribution Paper to The 23th Yamada Conference on “Nuclear Weak Process and Nuclear Structure,"Abstract. 160-161 (1989)

T.Takatsuka：“来自 SN1987A 的热中子星和中微子爆发的特征”第 23 届山田会议“核弱过程和核结构”的投稿论文，摘要 160-161（1989 年）。

T.Takatsuka: "Characteristic Features and Releasable Energy of Hot Neutron Stars" Progress of Theoretical Physics,. 82. 475-480 (1989)

T.Takatsuka：“热中子星的特征和可释放能量”理论物理进展，。

T.Takatsuka: "A New Glitch Model for Pion-Condensed Neutron Stars with Rapid Neutrino Cooling" Contribution Paper to The 23th Yamada Conference on “Nuclear Weak Process and Nuclear Structure,"Abstract. 158-159 (1989)

T.Takatsuka：“A New Glitch Model for π-Condensed Neutron Stars with Rapid Neutrino Cooling”，第 23 届山田会议“核弱过程与核结构”论文，摘要 158-159（1989 年）。

T.Takatsuka: "Postglitch Timing Behavior of Vela and Crab Pulsars in an Extended Starquake Model for Neutron Stars with Pion-Condensed Core" Progress of Theoretical Physics. 82. 945-964 (1989)

T.Takatsuka：“具有π介子凝聚核心的中子星扩展星震模型中船帆座和蟹状脉冲星的后故障定时行为”理论物理进展。