| 研究概要 |
誕生時の熱い中性子星中心部の物質は核子(中性子と陽子)やレプトン(電子と電子ニュートリノなど)以外にΛ粒子やΣ^-粒子などのハイペロンを含んでおり、その物質系(これを超新星物質と呼ぶ。)の状態方程式と中性子星の性質が密接に関係する。今年度の研究成果は以下のとおりである。
(1)核子系の状態方程式の硬さを3例(核子間の3体力の採り方によって、対称核子物質の非圧縮率が250MeV、280MeV、300MeVとなるもの)採用して、レプトンの混在度(y_1)がy_1=0.30,0.35,0.40、および、エントロピー(S)がS=1.0,1.5の場合の状態方程式をそれぞれ算出した。それらの状態方程式を用いて、中性子星モデルの計算を実行した。
(2)中性子星の最大質量およびその半径と中心密度への有限温度の効果は、核子物質の状態方程式が硬くなるにつれて小さくなる。最大質量は(1〜3)%、半径は(7〜19)%増加し、中心密度は(6〜15)%減少する。また、バリオン数は、バリオンあたりのエネルギーが大きくなるため、硬い状態方程式で温度効果が大きくなり、(1〜5)%減少する。
(3)誕生時の熱い中性子星が冷却する過程では、バリオン数が保存されると考えられる。最大質量をもつ誕生時の中性子星が冷却すると、核子物質の状態方程式の硬さに依らず、その質量は(3〜6)%程度減少する。また、その時の質量は、いずれの場合も、温度零度の冷たい中性子星として求めたた最大質量よりも小さくなる。
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