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 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 　　　（ 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 □冷却問題と超流動 □まとめ ○成分、強さ、存在領域の変化
　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 3 3

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7 １） ２） ３） 1) P.R. C38 (1988) 1010 2) N.P. A361 (1981) 502 3) P.R. C58 (1998) 1804 7 7

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10 Dramatic softening of EOS Necessity of “Extra Repulsion”
TNI TNI3u: Universal inclusion of TNI3 repulsion *) As a review article, T. Takatsuka, Prog. Theor. Phys. Suppl. No. 156 (2004) 84 10 10

11 → Constraint: ○ Observed mass of neutron stars J.M. Lattimer and
M. Prakash Phys. Rep. 442 (2007) →　Constraint: M_{max}(theory) >1.44M_{solar} 11 11

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14 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. 14 14

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17 - - (n, p, Λ, Σ , e , μ ) ○ Large E → 2.0 V (RSC) ○ Normal E
sym T0 sym T0 17

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20 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。
　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、“NAGARA event” 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。

21 （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！