| 研究課題/領域番号 |
21K13916
|
|---|
| 研究種目 |
若手研究
|
| 配分区分 | 基金 |
|---|
| 審査区分 |
小区分15010:素粒子、原子核、宇宙線および宇宙物理に関連する理論
|
|---|
| 研究機関 | 東京大学 |
|---|
研究代表者 |
永田 夏海 東京大学, 大学院理学系研究科(理学部), 助教 (60794328)
|
|---|
| 研究期間 (年度) |
2021-04-01 – 2025-03-31
|
| 研究課題ステータス |
交付 (2023年度)
|
| 配分額 *注記 |
4,680千円 (直接経費: 3,600千円、間接経費: 1,080千円)
2024年度: 910千円 (直接経費: 700千円、間接経費: 210千円)
2023年度: 910千円 (直接経費: 700千円、間接経費: 210千円)
2022年度: 1,560千円 (直接経費: 1,200千円、間接経費: 360千円)
2021年度: 1,300千円 (直接経費: 1,000千円、間接経費: 300千円)
|
|---|
| キーワード | 中性子星冷却理論 / 暗黒物質 / 中性子渦糸 / 中性子星加熱機構 / 中性子星 / ミューオン磁気双極子モーメント / 大統一理論 / ミューオン異常磁気双極子モーメント / 標準模型を超える理論 / 素粒子論 / 天文物理学 |
|---|
| 研究開始時の研究の概要 |
素粒子標準模型を超える物理の存在を如何にして立証し検証するかという問題は，素粒子論における最重要課題の一つである。この課題に対するアプローチとして，本研究では，天文現象の観測を通じて新物理の兆候を捉える手法を考える。天文現象は，地上では実現不可能な環境を生み出すことができるため，実験では探ることが難しいような新物理模型をも探りうることが期待されるためである。種々の天文現象がどのような新粒子に感度を持つかを明らかにした上で，将来の観測によってそれらの粒子の存在を検証することを目標とする。
|
| 研究実績の概要 |
近年，『年老いているにも関わらず未だ温かい』中性子星の観測が相次いでいる。これらの観測結果を中性子星標準冷却理論によって説明することはできず，何らかの新たな加熱源が中性子星内部に存在することが示唆されている。本年度の研究では，これらの加熱が，中性子超流動渦糸が中性子星内殻において行うクリープ運動に伴い生じる摩擦熱によって引き起こされるシナリオを検討した。このシナリオでは，加熱のルミノシティーが中性子星回転角速度の時間微分に比例し，その比例定数Jはほぼすべての中性子星に対して普遍的な値を持つという特徴がある。このJパラメーターは，加熱ルミノシティーと光子放射ルミノシティーとの平衡条件を用いることで，古い中性子星の温度観測から決定することができる。我々は，中性子星の温度観測の最新データを調査し，これらのデータが確かにほぼ普遍的なJの値を与えることを見出した。このことは，渦糸の摩擦運動がこれらの中性子星を加熱しているという仮説を支持している。加えて，ここで示唆されたJの値が，理論計算で見積もられている値と無矛盾であることも明らかになった。
一方で，中性子星に捕獲された暗黒物質もそのエネルギーを熱として放出する。この暗黒物質加熱効果を中性子星温度測定を通じて検出することで，暗黒物質を探索しようという試みが近年提唱されてきた。しかしながら，この効果は，中性子星内の他の内部加熱効果よりも支配的である場合にのみ観測しうる。そこで，前述の中性子星内部加熱機構存在下であっても暗黒物質加熱効果を依然として観測しうるかを研究した。その結果，上で推定されたパラメーターJの値が正しかった場合，中性子渦糸摩擦による加熱効果が暗黒物質加熱効果を常に凌駕するとわかった。この状況を覆すには，Jの値は推定されたものよりも数桁以上小さくなければならないと示された。
|
| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
プロジェクト全体としては順調に進展しており，特に中性子渦糸摩擦による中性子星加熱機構に関する研究については2本の論文を年度内に執筆し，学術誌の掲載にまでこぎつけた。しかしながら，この研究が予想以上に進展したのでこれを完成させることに注力することにしたため，当初予定していた超新星に関する研究をやり切ることはできなかった。これらを鑑みて，本年度の評価を『おおむね順調に進展している』とした。
|
| 今後の研究の推進方策 |
一つ目の研究では，中性子星内の陽子クーパー対から放射されるアクシオンの放射率の計算を行う。先行研究の間で見られた計算結果の大きなずれに対処するために，理論計算の不定性を明らかにしつつ，放射率を再計算する。これによりより正確な放射率を求めることで，中性子星冷却によって課されるアクシオン模型への制限を導出する。
二つ目の研究では，近傍超新星からのアクシオン検出に焦点を当てる。アクシオンと核子の相互作用に注目し，特に超新星由来のアクシオンが原子核内の核子に吸収され原子核が破砕される可能性に着目する。超新星由来のアクシオンは O(10 - 100) MeV 程度の大きなエネルギーを持って いることから，原子核内の核子にアクシオンが吸収されそのエネルギーが受け渡されることで，原子核が破砕され得るのである。この破砕反応に伴って生じる不安定原子核の崩壊過程を検出することで，超新星由来のニュートリノ事象と区別しつつアクシオンの兆候を特定できると期待している。この手法を用いて，KamLAND，SuperKamiokandeなどの既存の実験や，将来の大規模実験（HyperKamiokande，JUNO，DUNEなど）でのアクシオンの発見の可能性を検証する。
|
