자기장 별의 비밀: 쿼크 하이브리드 별의 구조와 특성

[텍스트 조각 1/2]: 압축된 객체인 중성자별(NS) 또는 하이브리드 별은 엄청난 자기장을 가진다는 것이 알려져 있습니다. 이상한 자외선 펄서(AXP)와 부드러운 감마 반복자(SGR)는 표면 자기장이 10^15 G를 초과하는 중성자별(자기장 별, 매그네타르)을 포함할 수 있습니다. 일부 저자들은[1, 2] 자기화된 질량 밀도 높은 하전 입자(QHS) 또는 자기화된 쿼크 별(QS)이 이러한 객체의 실제 원천일 수 있다고 주장합니다.

최근 논문[3]에서 우리는 QS를 고밀도 쿼크 주머니로 모델링했습니다. 자기장 B는 약 4 - 6 × 10^17 G입니다. 이러한 자기장은 매그네타르의 전형적인 값이지만, 여전히 충분히 낮아 퍼트럽티브적으로 다룰 수 있습니다 (즉, B ≫ μ^2, μ는 바리온 화학적 잠재력).

이 논문에서는 QHS의 구조를 분석합니다. 이는 이상한 쿼크 물질(SQM) 핵을 두르는 얇은 하전 물질 껍질로 구성됩니다. 우리는 SQM 핵과 껍질 사이의 좁은 간극을 무시하고, 이러한 별을 설명하는 응축된 하전 물질에 대한 방정식(HV의 참조[4])과 탈응축된 쿼크 물질에 대한 상대론적 가스 모델(수정된 MIT 가방 모델의 참조[3])을 사용합니다.

QHS의 쿼크 물질에 대해서는 질량이 없는 쿼크를 고려하므로, 전자가 존재하지 않으며, 쿼크 화학적 잠재력은 화학 평형에 따라 모두 동일합니다, μu = μd = μs ≡ μ입니다. 약한 자기장 한계를 고려하면, μ^2 ≫ B 후 일부 분석적 근사치를 통해 MIT 가방 모델 틀에서 자기화된 SQM의 방정식은[3] 다음과 같습니다:

효과적인 자기장 Beff는 B^2 / (8π) + B가방으로 주어집니다. 여기서 B가방은 가방 상수입니다. 57 MeV fm^-3 < B가방 < 90 MeV fm^-3의 범위의 가방 상수는 SQM이 절대적으로 안정적이며, 심지어 자기장 B = 0일 때도 핵물질에 대해 안정적입니다[4, 5]. QHS는 불안정하지만 메타안정적인 SQM으로, B가방을 120 MeV fm^-3로 설정합니다. 이 가방 상수 값은 최대 자기장 임계값을 Bmax = 6.4 × 10^17 G로 제공합니다.

중성자별(NS), QHS, QS에 대한 여러 방정식이 제안되었지만, 그 중 어떤 것도 결정적이지 않습니다[6]. 각 방정식은 다른 질량-반지름(M-R) 관계를 생성하며, 이를 관측 데이터와 비교하여 유효 범위를 테스트하거나 일부 매개변수에 대한 경계를 설정할 수 있습니다. 중력 표면 적색 편향은 특히 흥미로운데, 이는 QHS와 NS를 구별하는 데 도움이 됩니다. 왜냐하면 그것은 관찰 가능한 양이기 때문입니다. 표면 적색 편향 z는 별의 질량 M과 반지름 R에 의존하며 다음과 같이 주어집니다:

우리는 또한 회전 효과를 고려하고 이러한 별의 최대 가능 회전 주기를 계산합니다. 안정적인 항성의 절대 상한은 케플러 주기 ΩK로 주어지며, 이는 항성이 적도에서의 질량 손실이 시작되기 전에 가질 수 있는 최대 주파수입니다[7]. ΩK를 알고 나면, 회전 주기는 P₀ = ΩK / 2π로 주어집니다.

이 섹션에서는 표준 NS(HV 방정식)와 자기화된 QHS의 차이를 보여줍니다. 왼쪽 패널의 그림 1은 비회전 별의 M-R 관계를 나타냅니다. QHS에 대해 두 질량 봉우리가 관찰되는데, 각각 1.44 M⊙와 1.52 M⊙에서 발생하며, 해당 반지름은 약 13 km와 약 10 km입니다. 이는 전통적인(HV) NS의 최대 질량이 약 2 M⊙이며, 연관된 반지름이 약 11 km인 것과 대조적입니다. 우리는 두 QHS 봉우리 사이의 모든 별이 중력적으로 안정적이지 않다는 것을 지적합니다. 이는 하전 물질과 쿼크 물질 간의 상전이에 기인합니다[9, 11]. 질량 차이는 QHS가 NS보다 더 압축되었음을 반영하며, 이는 그 방정식이 뚜렷하게 부드러움 때문에 발생합니다. 그림 1의 오른쪽 패널은 회전하는 별의 케플러 주기를 질량에 따라 보여줍니다. 회전은 QHS의 질량 봉우리를 약 1.69 M⊙와 1.73 M⊙로, NS의 경우 약 2 M⊙와 2.26 M⊙로 이동시킵니다. 회전하는 별은 안정성을 제공하므로, 이러한 변화는 QHS의 질량 범위를 확장시킵니다.

번역:

중력 붕괴에 따르면, 회전하는 별은 회전하지 않는 별보다 더 많은 질량을 가질 수 있습니다. 관측된 중성자별(NS)의 질량 범위는 약 1에서 2 M⊙ 사이이며, 관측된 회전 주기는 1.38ms 이상으로, 그림 1의 P-K 곡선과 일치합니다. 그러나 중성자별의 핵 내 상전위 변화는 이 값을 낮출 수 있습니다 [7]. 우리는 별의 QHS 쌍성에 대해 P-K = 0.88ms와 P-K = 0.64ms, 그리고 최대 질량 NS 구성에 대해 P-K = 0.62ms를 얻었습니다.

그림 2에서는 중력 표면 적색을 보여줍니다. QHS와 NS의 M-R 관계 차이는 적색 편이의 뚜렷한 차이를 가져오며, 이는 QHS와 NS를 구별할 가능성을 열어줍니다. 최대 질량 QHS에 대해 우리는 z = 0.22와 z = 0.34을 발견했습니다. 이 값들은 각각 해당 NS의 적색 편이인 z = 0.43보다 약 50%와 20% 낮습니다. 자기장까지 포함된 SQM 상관관계는 위에서 논의한 별의 특성들에 거의 영향을 미치지 않습니다. 그러나 자기장이 ∼10^17 G를 초과할 경우 상황이 달라질 수 있습니다. 이러한 고자기장에 대한 연구는 본 논문에서 제시한 퍼트번티브 형식주의의 범위를 벗어납니다. 이 연구는 (미국) 국립 과학 재단(NSF)의 지원 아래 PHY-0854699 보조금으로 이루어졌습니다.