| Research Abstract |
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)。
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