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中性子星の超流動に対する ハイペロン混在の効果  

ストレンジネス核物理 2010    ( 2010.12.2 ー 4 、 KEK ). 中性子星の超流動に対する ハイペロン混在の効果  . 高塚龍之(岩手大). *) Based on the works with S. Nishizaki, Y. Yamamoto and R. Tamagaki.  話の項目  □超流動発現に関わる 3 要素  □ハイペロン混在下のバリオン超流動     ○成分、強さ、存在領域の変化     ○観測( M )との整合性に留意するとどうなるか?     ○原子核対称エネルギーとの関連は?  □冷却問題と超流動  □まとめ.

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中性子星の超流動に対する ハイペロン混在の効果  

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  1. ストレンジネス核物理2010    (2010.12.2ー4、KEK) 中性子星の超流動に対するハイペロン混在の効果   高塚龍之(岩手大) *) Based on the works with S. Nishizaki, Y. Yamamoto and R. Tamagaki

  2.  話の項目  □超流動発現に関わる3要素  □ハイペロン混在下のバリオン超流動     ○成分、強さ、存在領域の変化     ○観測(M)との整合性に留意するとどうなるか?     ○原子核対称エネルギーとの関連は?  □冷却問題と超流動  □まとめ

  3. □ Three elements in gap equations ○ Here, we note the 3-elements (Fermi momentum k , effective mass m* and pairing interaction) to control the energy gap. #) For 3P2 NN pairing, the situation is similar, although the gap equation becomes complex due to the 3P2-3F2 tensor-coupling. FB B

  4. 1) 2) 3) 1) P.R. C38 (1988) 1010 2) N.P. A361 (1981) 502 3) P.R. C58 (1998) 1804

  5. Dramatic softening of EOS Necessity of “Extra Repulsion” TNI3 TNI3u: Universal inclusion of TNI3 repulsion *) As a review article, T. Takatsuka, Prog. Theor. Phys. Suppl. No. 156 (2004) 84

  6. ○Observed mass of neutron stars J.M. Lattimer and M. Prakash Phys. Rep. 442 (2007) 109-165 →Constraint: M_{max}(theory) >1.44M_{solar}

  7. Universal 3-Body Repulsion ○ As such an “Extra Repulsion”, we introduce the phenome- nological three-nucleon interaction (TNI) of Illinois’ type[1] (*) not only to NN part but also to YN and YY parts. (Universal inclusion of TNI, denoted by TNIu), considering that TNI should not be restricted to NN) ○ →nicely consistent results (see Figures) (*) expressed effectively in a form of two-body force. [1] L.E. Lagaris and V.R. Pandharipande, Nucl. Phys. A369 (1981) 470. B. Friedman and V.R. Pandharipande, Nucl. Phys. A361 (1981) 502.

  8. - - (n, p, Λ, Σ , e , μ ) ○ Large E → 2.0 V (RSC) ○ Normal E → 1.0 V (RSC) sym T0 sym T0

  9.  まとめ (イ)ハイペロンが混在すると、もともと存在していたn及びp超        流動の存在域は混在開始密度に応じて影響をうける。    p超流動は全体として低密度側にシフトする。 (ロ)高密度側では新たにΛ、Σ^-の超流動が発現する。 (ハ)大きなE_{sym}のケースでは、各バリオン超流動は、弱    められ、存在密度域は低密度側にシフトする。 (ニ)速く冷えた中性子星の冷却シナリオとして Λ-Durca と Λ-superの共存による冷却機構(ハイペロン冷却)が有    望。しかし、“NAGARAevent” を考慮すると Λ-super    は消え(冷え過ぎ)、このシナリオはつぶれる(→further investigations) (ホ)E_{sym}が大きい場合を考えても、これは救い難い。

  10. (へ)  ○ YN int. → Y混在密度 → M観測との整合性 (逆に 核物理に対し、“新たな斥 力”問題を提起)。 Y-Durca → Ts観測との整合性  ○ YY int. →  Y-Super (速い冷却機構)   ⇒ ストレンジネス核物理の更なる進展が不可欠!

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