π中間子凝縮を伴った超新星物質の状態方程式と熱い中性子星のモデル

超新星物質の状態方程式(EOS)を導く上で,前年度の簡単化した扱い(超新星物質→有限温度(T>0)での非対称核物質+電子ガス)を行った。中性子のみでなく陽子がY_P=(30〜40)%混在しているのが超新星物質の特質となるためである。T>0でのHartreeーFock方程式系を,中性子物質(Y_P=0),対称核物質(Y_P=0.5)に対して解き,これら両極端のEOS間をY_Pについて内挿することにより非対称核物質(Y_P=0.3)のEOSを求める。これに有限温度電子ガスのEOSを加え,エソトロピ-一定,レプトン比一定という特質をとり入れて現実的な超新星物質のEOSを得る。このEOSに基づき誕生時の熱い中性子星モデルを得た。誕生時は“熱くて"“太っている"事,γ拡散による冷却で収縮し重力エネルギ-を解放すること,このエネルギ-量は冷却と共に発現するπ凝縮の効果を含めるとSN1987AからのγーBurstの観測DATAをうまく説明できること,等を論じた(別掲論文4)。また,冷却→収縮による誕生時中性子星のスピンアップという問題を提起し,その程度を論じた(別掲論文3)。EOSを求める上記アプロ-チにT>Oでのπ凝縮の効果をとり入れ,π凝縮の相図を得ると共に,相転移が超新星爆発機構にもたらしうる効果を論じた(別掲論文6)。上述のアプロ-チより更に現実的に扱うには,Y_P自身がレプトン比Y_l(=Y_e+Y_u;Y_P=Y_e)一定の下で温度や密度と共に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の仕上げがなされる。本格的な計算を遂行する上での見透しを得るべく,本質的な点のみをとりあげた準備計算を行い中間結果を得た(別掲論文1,5)。また,当研究課題と関連して,中性子星の最高速回転問題をとりあげ,ケプラ-角速度と状態方程式の関係を議論した(別掲論文2)。

超新星物質の状態方程式(EOS)を導く上で,前年度の簡単化した扱い(超新星物質→有限温度(T>0)での非対称核物質+電子ガス)を行った。中性子のみでなく陽子がY_P=(30〜40)%混在しているのが超新星物質の特質となるためである。T>0でのHartreeーFock方程式系を,中性子物質(Y_P=0),対称核物質(Y_P=0.5)に対して解き,これら両極端のEOS間をY_Pについて内挿することにより非対称核物質(Y_P=0.3)のEOSを求める。これに有限温度電子ガスのEOSを加え,エソトロピ-一定,レプトン比一定という特質をとり入れて現実的な超新星物質のEOSを得る。このEOSに基づき誕生時の熱い中性子星モデルを得た。誕生時は“熱くて"“太っている"事,γ拡散による冷却で収縮し重力エネルギ-を解放すること,このエネルギ-量は冷却と共に発現するπ凝縮の効果を含めるとSN1987AからのγーBurstの観測DATAをうまく説明できること,等を論じた(別掲論文4)。また,冷却→収縮による誕生時中性子星のスピンアップという問題を提起し,その程度を論じた(別掲論文3)。EOSを求める上記アプロ-チにT>Oでのπ凝縮の効果をとり入れ,π凝縮の相図を得ると共に,相転移が超新星爆発機構にもたらしうる効果を論じた(別掲論文6)。上述のアプロ-チより更に現実的に扱うには,Y_P自身がレプトン比Y_l(=Y_e+Y_u;Y_P=Y_e)一定の下で温度や密度と共に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の仕上げがなされる。本格的な計算を遂行する上での見透しを得るべく,本質的な点のみをとりあげた準備計算を行い中間結果を得た(別掲論文1,5)。また,当研究課題と関連して,中性子星の最高速回転問題をとりあげ,ケプラ-角速度と状態方程式の関係を議論した(別掲論文2)。