学際大規模情報基盤共同利用・共同研究拠点 平成 23 年度共同研究 最終報告書 2012 年 5 月

11-NA16
超高エネルギーガンマ線連星系における相互作用と高エネルギー放射
岡崎 敦男（北海学園大学工学部）
概要
超高エネルギーガンマ線を出す連星系は、最近のガンマ線天文学の進展により注目されているが、系の複雑な相互作用の解明が難しく、まだ高エネルギー放射機構はよく理解されていない。本研究では、昨年度に引き続き、これらの連星系のプロトタイプである PSR B1259-63 に対し、SPH 法を用いた 3 次元大規模流体シミュレーションによりその複雑な相互作用の様子を明らかにするとともに、シミュレーションで得られたデータを用いて超高エネルギーガンマ線を含む非熱的放射を計算した。さらに、限られた粒子数のもとで高空間精度な降着流計算を可能にするため、Particle Splitting と呼ばれる手法を取り入れ、超高エネルギーガンマ線連星系と Be/X 線連星系における降着流のテストシミュ
レーションを行った。シミュレーションについては、PSR B1259-63 に関するものは計画を達成した。

Particle Splitting 法を用いた降着流シミュレーションについても計画をほぼ達成したが、子供粒子の配置等に改善の余地がありそうである。降着シミュレーションに基づく高エネルギー放射計算と複雑な相互作用の可視化については、今後の課題として残されている。

1.

研究の目的と意義

1.1.

研究の背景

いたっていない。また、コンパクト天体の正体が明らかな系（PSR B1259-63。コンパクト天体は中性子星。パルサー風と呼ばれる相対論的粒子の流れを持つ）でも、
近年、世界各地に撮像型チェレンコフ光望遠鏡（図 1） 大質量星の周囲に円盤状に存在するガスとパルサー風のが建設され、ガンマ線天文学は本格的なイメージング観 相互作用を考慮する必要があるため、相互作用が非常に測時代へと入った。それに伴い、多くの天体が超高エネ

複雑なものとなっている。このような要因が信頼に足る

ルギーガンマ線（E > 100 GeV）を放射していることが動的モデルの構築を妨げてきた。超高エネルギーガンマ

明らかになってきた。特に、最近では超高エネルギーガ

線連星系における相互作用と高エネルギー放射機構を明

ンマ線を放射する天体が、高エネルギー粒子加速の現場

らかにすることは、この分野の研究者にとって大きな挑として注目されている。それらの天体の中に 超高エネ戦となっている。

ルギーガンマ線連星系 と呼ばれる新しいクラスの天体

1.2.

がある。

研究の目的

我々の研究の最終的なゴールは、超高エネルギーガン
マ線連星系の相互作用と高エネルギー放射機構を統一的に理解することである。そのために、3 次元大規模数
値シミュレーションを行い、その計算結果に基づいて高エネルギー放射を計算して、観測と比較しようとしてい図 1. 撮像型チェレンコフ光望遠鏡。写真は南半球に設置される。このような手法で超高エネルギーガンマ線連星系のている H.E.S.S. (The High Energy Stereoscopic System)

本質に迫ろうとするのは世界で初めての試みである。
これまでに発見された超高エネルギーガンマ線連星系

我々は，平成 22 年度の拠点共同研究［10-NA16「超は 5 天体しかない。それらはいずれも大質量星（10 太高エネルギーガンマ線連星系の高エネルギー放射モデ

陽質量以上の星）とコンパクト天体（中性子星かブラッル」（代表：岡崎敦男）］において、超高エネルギーガ

クホール）からなる連星系である。このグループの天体

ンマ線連星系のプロトタイプとみなされている系（PSRに共通の相互作用と高エネルギー放射機構があるので

B1259-63）の 3 次元大規模数値シミュレーションを初はないかという視点から盛んに研究が行われているが、 めて行い、この系における相互作用の詳細を明らかに
コンパクト天体の正体が明らかになっているのが 1 天体 した。この系では、軌道離心率が 0.87 と極めて大きく、連星の距離が時間とともに大きく変動する。そのような（PSR B1259-63）だけという事情もあり、まだ解明には

1

系の理解には 3 次元動的モデルの構築が必須であるが、 クト天体の性質が解っていない系では、衝突恒星風モデ
これまでの研究は 2 次元シミュレーションに限られていル（パルサー風と呼ばれる相対論的粒子の流れと大質量た。そのような状況で、3 次元シミュレーションを実現

星からの強い恒星風あるいは大質量星の周囲の物質のした意味は大きい。しかしながら、超高エネルギーガン

衝突により衝撃波が生じ、そこで荷電粒子が加速され、マ線連星系の示す多様性を理解するには、他の系につい超高エネルギーガンマ線が放射されるとするモデル）とての研究も必要であるが、平成 23 年度にはそれらの系

降着モデル（大質量星からの恒星風あるいは大質量星のについてはほとんど時間を割くことができなかった。

周囲の物質をブラックホールが降着する時に、外向きの計算機科学面では、平成 22 年度には、計算に用いる

ジェット流が生じ、そこから超高エネルギーガンマ線が

流体コードの部分 MPI 化を行い、実効性能を 2 倍に高放射されるとするモデル）が提案されているが、決着がめることができた。また、流体コードに放射冷却の効果

ついていない。さらに、超高エネルギーガンマ線連星系を計算する部分を組み込み、さらに恒星風が加速されでは連星軌道の離心率が大きく、しかも Be 星と呼ばれる効果を外部ポテンシャルの導入により近似的に取り入るタイプの星を持つ系では星の周囲に円盤状に存在するれた。しかし、並列化の規模はまだ小規模なレベルに留ガスとの相互作用も考慮する必要があるため、相互作用

まっている。また、当初計画していたことのうち、可視が非常に複雑であり、このことも信頼に足る動的モデル

化手法の開発には取り組めなかった。さらに、高エネルの構築を妨げている。

ギー放射の計算については、1 天体（PSR B1259-63）に

本課題では、昨年度に引き続き超高エネルギーガン

対して暫定的な結果を得たところで時間切れとなった。 マ線連星系に対して 3 次元大規模流体シミュレーション
そこで、平成 23 年度には、昨年度の研究成果と課題を行い、その結果を基にして粒子加速、高エネルギー放を考慮して、以下の研究を行う計画を立てた（項目の先射機構のモデル計算を行った。コンパクト天体の性質が頭につけた AP は主に計算科学面の取り組み、CS は主解っていない系に対しては、衝突恒星風モデルと降着モに計算機科学面の取り組みを表す）。

デルの双方のモデルに立ったシミュレーションを行った。
前者は昨年度 PSR B1259-63 に対して行ったタイプの

1. (AP) 平成 22 年度に引き続き、PSR B1259-63 に計算である。後者では、降着領域の空間精度を上げる必

対する流体シミュレーションとそのデータを用い要があり、そのために Particle Splitting と呼ばれる手た高エネルギー放射の計算を行う。

法を計算コードに組み込んだ。これは、特定の領域（本2. (CS) 計算コードのさらなる並列化をすすめると研究の場合はコンパクト天体近傍の領域）に入った粒子

ともに、高空間精度を持つシミュレーションを可を、いくつかの小さな粒子に分割し、空間精度を上げる能にするために粒子分割の手法を取り込む（「研という方法である。この手法は、宇宙論的星形成分野で究の意義」参照）。

用いられているが、連星系の降着シミュレーションに適

3. (AP) 他の高エネルギー連星系に対し、上記 2 で用されたことはなく、この点でも新しい研究である。ま改良したコートを用いて、3 次元大規模数値シミュ

た、本研究で得られた知識や手法は十分に一般的なもの

レーションを行う。また、シミュレーションデー

なので、他の大質量連星系やガス円盤を持つ様々な天体

タを用いて、高エネルギー放射を計算する。

に対しても容易に適用できる。

4. (CS) 平成 22 年度に引き続き、可視化手法の開発

さらに、我々の開発してきた計算コードは他の研究グに取り組む。

ループ［デラウェア大学（アメリカ）、サウサンプトン
研究自体は一般化を目指しているが、本申請研究に関大学（イギリス）、MPIR（ドイツ）、サンパウロ大学
しては単年度の課題であることを考慮し、対象を超高エ （チリ）］にも利用されている。本研究で行った計算コー
ネルギーガンマ線連星系のプロトタイプと見なされて ドの改良は、それらのグループの研究にも大きく役立つ
いる系 (PSR B1259-63) と相互作用の種類および高エネものである。

ルギー放射機構に関して大きな論争がある系 (LSI+61

303, LS 5039) の 3 天体に絞ることにした。
1.3.

2.

研究の意義

当拠点公募型共同研究として実施した意義
本研究は、超大規模数値計算系応用分野の共同研

前述のように、超高エネルギーガンマ線連星系で、コ究であり、その基礎をなすのは、Smoothed Particle

ンパクト天体の性質が明らかになっているのは、プロ

Hydrodynamics 法（以下、SPH 法）という粒子法の一トタイプと見なされている系である B1259-63（中性子種を用いた大規模 3 次元流体シミュレーションである。

星）だけであり、他の系ではコンパクト天体が中性子星

超高エネルギーガンマ線連星系における相互作用を高精なのかブラックホールなのかさえ解っていない。コンパ

度で計算するためには大きな粒子数（数十万個〜100 万2個）が必要となり、そのような計算を軌道周期数周分にわたり実施するには大きな計算機資源を必要とする。そのために、JHPCN の計算機資源を利用したく、拠点共同研究に応募した次第である。
計算には北海道大学情報基盤センターの SR 11000（平成 23 年 4 月〜7 月）と SR 16000（平成 23 年 11 月〜平成 24 年 3 月）を用いた（平成 23 年 8 月〜10 月は機種更新のため使用不可）。
本共同研究の研究体制は以下の通り。
氏名

図 2. SPH 法の概念図。各粒子には空間的な広がりがあり、各所属（役割）

岡崎 敦男

点の物理量（例えば、密度）は近傍粒子からの寄与の和として

北海学園大学工学部（研究の統括・求められる。

計算コードの開発と数値計算）
大宮 学

へすり抜けるという流体らしからぬ振る舞いをしないよ北海道大学情報基盤センター（計うに、ある程度大きな人工粘性を必要とするのである。

算コードの高度並列化・可視化手

そのために、SPH 法では空間的に小さなゆらぎは強制

法の開発）
河内 明子

的に減衰させられる傾向にある。よって、その利用は解

東海大学理学部（高エネルギー放

高田 順平

内藤 統也

くべき問題の特質を良く考慮して行うことが重要であ

射モデルの開発）

る。本研究課題で扱う相互作用には強い衝撃波も含まれ

香港大学理学部（高エネルギー放る。したがって、計算結果を見るときには微細な構造で射モデルの開発）はなくグローバルな特徴に注目してほしい。

山梨学院大学経営情報学部（高エ

相互作用のモデル

ネルギー放射モデルの開発）
長滝 重博

早崎 公威

Stanley

超高エネルギーガンマ線連星系のプロトタイプと見京都大学基礎物理学研究所（高エP.

Owocki

なされている系 (PSR B1259-63) と相互作用の種類おネルギー放射モデルの開発）

よび高エネルギー放射機構に関して大きな論争がある

北海道大学理学研究院（計算コー系 (LS I+61 303, LS 5039) に対して、3 次元大規模数ドの開発と数値計算

値シミュレーションを行った。PSR B1259-63 について

デラウェア大学バートル研究所

はパルサー風を持つことがわかっているので、パルサー（ガンマ線連星系における相互作

風モデルに基づくシミュレーションした。LS I+61 303と LS 5039 についてはモデルに決着をつけるためにパ用のモデル化）ルサー風モデルと降着モデルのそれぞれに基づくシミュ

3.

研究成果の詳細と当初計画の達成状況

3.1.

研究成果の詳細について

3.1.1.

レーションを実施ことにした（本報告書作成の段階で、LS 5039 のパルサー風モデルシミュレーションは未実施）。
また、これらの系のうち、PSR B1259-63 と LS I+61 303
は、Be 星と呼ばれる円盤状のガスを周囲に持つ大質量研究手法

星とコンパクト天体の連星系なので、これらの系に対し流体計算プログラムては Be 星のガス円盤も含めたモデル化を行った。

前述のように、流体計算プログラムは SPH 法を用いている（例えば、Monaghan 1992）。SPH 法は、粒子法

Be 星ガス円盤は、星から放出されたガスが粘性によりの一種で、流体を離散的な “流体素片” で表す（図 2 参

拡散することにより形成される (Lee et al. 1991)。その照）。粒子法なので、様々な配位を簡単に実現できる強時間尺度はパルサー風と Be 星恒星風の衝突の時間尺度みがある。また、各粒子（“流体素片”）は常にほぼ同数よりもはるかに長いので、Be 星を持つ超高エネルギーガの近傍粒子を持つようにそのサイズが調整されるので、 ンマ線連星系をパルサー風モデルに基づいてシミュレー
密度の高い領域は自動的にサイズの小さい多くの粒子、 ションする際には、
すなわち高い空間分解能で表されるという利点がある。
さらに、空間微分が解析的に計算できる点も SPH 法を

1. まず、パルサー風と Be 星恒星風の無い状態で、パルサーの重力による影響だけを考慮して、Be 星ガ

扱いやすいものとしている点の一つである。

ス円盤の形成・進化の SPH シミュレーションを

SPH 法はこのように優れた方法だが、粒子法である

行い、ことによる欠点もある。強い衝撃波領域で粒子が双方向

2. Be 星ガス円盤が十分に発達した段階でパルサー風
3

と Be 星恒星風を開始して、パルサー風・Be 星恒られたものである。

星風・Be 星ガス円盤の相互作用のシミュレーショ

パルサー風モデルに基づくシミュレーション

ンを行う(1) PSR B1259-63（Be 星と中性子星の連星系。周期 3.4
年、離心率 0.87）という 2 段階のシミュレーションを行うことにより、こ平成 22 年度に行った PSR B1259-63 計算では、計算時のような系での相互作用を調べた。
一方、降着モデルに基づくシミュレーションでは、（パ間の節約のために、速度が大きく、そのために timestep

ルサー風はないので、パルサー風との相互作用を計算す

短いパルサー風の粒子数を Be 星恒星風や Be 星ガス円
盤の粒子数に比べてかなり少なくしていた。高エネル

る必要はないが）コンパクト天体への降着流を高精度

ギー放射がパルサー風側の衝撃波領域から放射されるこで計算することが重要になる。そのために、後述するとを考えると、パルサー風の計算精度の粗いことは問題

Particle Splitting と呼ばれる手法を用いて、コンパクトになり得る。そこで、今年度のシミュレーションでは、天体の重力圏に入った粒子を分割し、粒子数を増やすこ

パルサー風の粒子数を前年度のシミュレーションに比べとにより空間精度を高めることを試みた。

て 10 倍多くして、パルサー風の空間精度を向上させた。

Particle Splitting 法

そして、それらのシミュレーションで得られたデータをコンパクト天体の性質が解っていない系に対しては、 用いて、高エネルギー放射計算を行った。
衝突恒星風モデルと降着モデルの双方のモデルに立った
この系の構造としては、図 3 に見られるように、Be
シミュレーションを行うが、後者の場合に降着領域の空星ガス円盤に対する法線が連星軌道の長軸から 19◦ 、軌間精度を上げるために、Particle Splitting と呼ばれる手道面から 45◦ 傾いているものを採用した。これは電波や法を数値流体コードに組み込んだ。これは、特定の領域

X 線の観測と矛盾しない配位である。

（本研究の場合はコンパクト天体近傍の領域）に入った粒子を、質量・運動量・エネルギー等を保存するように、いくつかの子供粒子に分割し、空間精度を上げるという方法である。このようにすることにより、全体の粒子数をあまり増やすことなく、降着円盤を高精度で計算できるようになる。この手法は、星形成分野で用いられているが (Kitsionas & Whitworth 2002)、連星系の降着シ
ミュレーションに適用されたことはなく、この点でも新しい研究である。
具体的には、降着シミュレーションの場合に降着天体の重力圏（ロッシュ半径）に入った SPH 粒子（親粒子）

図 3. 超高エネルギーガンマ線連星 PSR B1259-63 のモデル

を 13 個の子供粒子で置きかえた。各子供粒子は親粒子として採用した系の構造 (Okazaki et al. 2011)。Be 星ガス

1/3の 1/13 の質量と 1/13の大きさ（smoothing length）

円盤に対する法線は連星軌道の長軸から 19◦ 、軌道面から 45◦
傾いている。

を持つ。13 個の子供粒子は、親粒子がいた位置を中心として、粒子間隔が子供粒子の大きさの 1.5 倍となる六方最密充填構造になるように配置した。これらの設定は(i) パルサー風・Be 星恒星風・Be 星ガス円盤の相互作

Kitsionas & Whitworth (2002) に従ったものである。簡用のシミュレーション

単のために、各子供粒子は親粒子と同じ速度成分を持つ

図 4 は、ガス円盤を通しての質量放出率 Ṁdisk が 4 ×

ように設定した。

10−7 M yr−1 の場合（ρ0 = 10−9 g cm−3 の場合。右図）

研究成果のシミュレーションから得た、近星点付近での相互作用

3.1.2.

以下に、パルサー風モデルに基づくシミュレーションのスナップショットである。左図は連星軌道面上の密度による成果と降着モデルに基づくシミュレーションによを表している。図から、ガス円盤の密度が高いために慣る成果について述べる。パルサー風モデルに基づくシ性が大きく、パルサー風によって簡単には押しやられな

ミュレーションは中間報告の時点ですでに完了していた

い／はぎ取られないことが分かる。その結果、パルサー

ので、その成果については基本的に中間報告に記述したは近星点の少し前にはガス円盤と衝突し、近星点通過か

ものと同じである。一方、中間報告の時点では Particle

ら約 1 か月後にはガス円盤の物質をゆっくりシェル状にSplitting 法の組み込みができていなかったので、降着広げていく。また、右図から、パルサー風と Be 星ガスモデルに基づくシミュレーション（Particle Splitting 法

円盤・Be 星恒星風との衝突により、パルサー風が熱化を適用している）による成果はすべて中間報告以降に得 （運動エネルギーが内部エネルギーに転化）しているこ

4Particle Luminosity (1036erg s-1)

0.7

0.6

ρ0=10-11g/cm3
10-10g/cm3
10-9g/cm3

0.5

0.4

0.3

0.2

0.1

0
-40

-30

-20

-10

0

10

20

30

40

Days (0=Periastron)
2

10

Fermi Pre-periastron
Post-periastronE2dN/dE (10-11 erg cm-2 s-1)

101

H.E.S.S.: 2004
2007

Swift
100

10-1

Model
(-40days to +40 days)
p=2.5
p=1.5

10-2

10-3

10-4

10-5
100

102

104

106

108

1010

1012

1014

Energ (eV)

図 5. 超高エネルギーガンマ線連星 PSR B1259-63 のシミュ
レーション・データを用いて計算した非熱的放射。上図：X
線光度曲線（近星点 40 日前から 40 日後まで）。下図：X
近星点 40 日前から 40 日後までを平均したスペクトル。X
線光度曲線（上図）では、Be 星ガス円盤内縁の密度 ρ0 が異なる 3 つのモデルを比較してある。ρ0 = 10−11 g cm−3 ,図 4. 超高エネルギーガンマ線連星 PSR B1259-63 における10−10 g cm−3 , 10−9 g cm−3 は、それぞれ、ガス円盤を通してパルサーと Be 星の近星点前後の相互作用の様子を表すスナッの質量放出率 Ṁdisk = 4 · 10−11 M yr−1 , 4 · 10−10 M yr−1 ,プショット。左図：面密度分布、右図：パルサー風の圧力分布。

4 · 10−9 M yr−1 に対応する。スペクトル（下図）に表示さ図は上から、近星点通過 12 日前、近星点通過時、近星点通過れているシンボルは観測値。(Takata et al. 2011)

32 日後。Be 星ガス円盤の内縁の密度が ρ0= 10−9 g cm−3 、Be 星恒星風の質量放出率が 10−8 M yr−1 の場合の計算。図

X 線の光度曲線、下図は超高エネルギーガンマ線の光を見やすくするため、右図には密度コントアを重ねた。図の度曲線である。横軸は近星点から何日前あるいは後で

N1 、N2 、N3 はそれぞれ、Be 星恒星風、パルサー風、Be 星

あるかを表している。計算は、シミュレーション領域を

ガス円盤の粒子数。

100x100x100 の一様なグリッドに分割し、各グリッドでのパルサー風の内部エネルギーが粒子加速に使われるととがわかる。このように、シミュレーションで明らかに仮定して行った。電子のエネルギー分布の冪は −2.5（下なったパルサー風と Be 星ガス円盤の相互作用は非常に

図では冪が −1.5 の場合も比較のために表示してある）、

複雑なものである。それに対し、パルサー風と Be 星恒

ローレンツ因子は 105 − 108 、磁場のエネルギーの全内

星風の境界面は解析的な式でよく表される。

部エネルギーに占める割合は 0.1 を採用した。
観測される光度曲線は近星点の前後でそれぞれピーク(ii) シミュレーション・データを用いた放射計算
パルサー風と Be 星ガス円盤および Be 星恒星風が衝を持つ二山構造を示すが、本研究により初めて、そのよ突すると、接触不連続面をはさんで衝撃波領域が形成さうな光度曲線は Be 星ガス円盤の密度がある値以上になれる。特に、パルサー側の衝撃波領域では電子が非常にると自然に生じることが示された。

大きなローレンツ因子 (∼ 105−8 ) を持つエネルギーにま(2) LS I +61 303（Be 星と中性子星かブラックホールで加速され、非熱的放射を出すと考えられる。非熱的放の連星系。周期 26.5 日、離心率 0.537）

射の機構は、電波から X 線までのエネルギー領域では

平成 22 年度は、計算時間のほとんどを PSR B1259-63

シンクロトロン放射、超高エネルギーガンマ線のエネルのシミュレーションにつぎ込んだため、LS I +61 303 にギー領域では、相対論的電子が Be 星の放出する光子をついては、Be 星ガス円盤の密度やパルサー風のエネル

たたく逆コンプトン散乱である。

ギーを固定し、さらに Be 星ガス円盤が連星軌道と共平

この衝撃波領域での粒子加速と非熱的放射について面をなす場合に対してのみシミュレーションを行った。

の考え方を、(i) で述べた 3 次元シミュレーションに適

今年度は、Be 星ガス円盤の密度やパルサー風のエネル

用した結果が図 5 である (Takata et al. 2011)。上図は5

(a) Particle Splitting なし

ギーを変えたり、Be 星ガス円盤が連星軌道に対して傾いている場合について調べている。

(b) Particle Splitting あり

図 6. 超高エネルギーガンマ線連星 LS I+61 303 のパルサー風
モデルに基づくシミュレーション結果から、近星点通過 2 日後の面密度分布。左図：Be 星ガス円盤内縁の密度 ρ0 = 10−10 g cm−3の場合、右図：ρ0 = 3 × 10−10 g cm−3 の場合。図の中央下寄りの白い小点がパルサー。

結果の一例を図 6 に示す。左図は、Be 星ガス円盤内縁の密度 ρ0 = 10−10 g cm−3 の場合（昨年度実施したシ

図 7. 超高エネルギーガンマ線連星 LS 5039 の降着モデルシ

ミュレーション）で、右図は、Be 星ガス円盤の密度をミュレーションにおける Particle Splitting の効果：(a)Particle

Splitting なし、(b)Particle Splitting あり。近星点通過直後3 倍にしたシミュレーション（今年度実施）の結果からの恒星風の密度分布。左図は O 型星を中心として計算領域全とったものである。どちらの図も位相は近星点から 2 日

体を表示しており、右図はコンパクト天体を中心にしてその近後のものである。図から、Be 星ガス円盤の密度が 3 倍

傍を表したものである。空間スケールは軌道長半径で規格化さ異なるだけで、パルサー風の Be 星ガス円盤に与える影れている。右図の破線はコンパクト天体の降着半径を表して響の大きさが大きく異なることがわかる。近星点直後のいる。

時期に可視光高分散分光観測を行えば、このような Be星ガス円盤の形状が観測を説明できるかどうか、ひいて流側に収束し、そこからコンパクト天体に向かって落下

はパルサー風モデルの成否が判別できるだろう。

することで起こる。このような現象のシミュレーションはできるだけ高い空間精度で行うことが重要である。空降着モデルに基づくシミュレーション

間精度の低いシミュレーションでは、下流側で十分な散先に述べたように、超高エネルギーガンマ線連星系で逸が起こらず、得られる降着率は本来のものよりも低く

は、PSR B1259-63 以外の系ではコンパクト天体の正体なってしまう。そこで、今回のシミュレーションでは、がわかっていないので、降着モデルに基づくシミュレー

できるだけ高い空間精度を得るために、コンパクト天ションも行い、パルサー風モデルと降着モデルのどちら体の方向にのみ恒星風を放出した。得られた結果を図が観測と整合するか調べなければならない。また、大7 に示す。図 7(a) は通常のシミュレーション、図 7(b)質量 X 線連星系の最大グループである Be/X 線連星系

は Particle Splitting を取り入れたシミュレーションで（Be 星と中性子星との連星系）は超高エネルギーガンマある。左図からわかるように、Parcile Splitting は大き線連星系の有望な候補天体であるが、これらの天体からな構造には影響しない。しかし、コンパクト天体近傍のの高エネルギー放射機構の研究のためにも、降着シミュ

密度分布（右図）には、コンパクト天体の重力圏内で粒レーションを高空間精度で行うことは重要である。

子数が 13 倍になった効果がはっきり現れている。恒星本研究では、超高エネルギーガンマ線連星系 LS 5039

風の降着では下流側の流れが不安定だが、その様子がと Be/X 線連星系 4U 0115+63 に対して、particle split-

Particle Splitting を用いたシミュレーションでとらえら

ting 法を用いた降着シミュレーションを行った。

れているのに対し、通常のシミュレーション（上図）で(1) LS 5039（O 型星と中性子星かブラックホールの連は空間精度が不足しているため、不安定流を再現できて星系。周期 3.9 日、離心率 0.24）いない。

O 型星の恒星風がコンパクト天体に降着する様子を(2) 4U 0115+63（Be 星と中性子星の連星系。周期 24.3

Particle Splitting のある場合とない場合で比較した。恒日、離心率 0.34）星風の降着は、恒星風がコンパクト天体の重力により下Be/X 線連星系では Be 星ガス円盤の外縁から中性子
6

(a) Particle Splitting なし(a) Particle Splitting なし(b) Particle Splitting あり(b) Particle Splitting あり

図 8. Be/X 線連星 4U 0115+63 のシミュレーションにおける降着円盤の構造：(a)Particle Splitting なし、(b)Particle

Splitting あり。左図は軌道面上の密度分布、右図は軌道面に

図 9. Be/X 線連星 4U 0115+63 のシミュレーションにおけ

垂直で軌道長半径に沿った面上の密度分布。連星の位相は遠る降着率の時間変化：(a)Particle Splitting なし、(b)Particle

Splitting あり。5 軌道周期にわたる降着率（左軸）とそれが星点。

中性子星へ落下した場合に期待される X 線光度 (右軸）が表星へ物質が輸送される。Be 星ガス円盤では半径ととも示されている。

に密度が急速に低下するので、外縁からの質量輸送を高精度で計算することは莫大な粒子数を用いない限り難し

向上し、より信頼できる結果が得られることになる。

い。今回、このような低密度領域での Particle Splitting

3.2.

の効果を、代表的な Be/X 線連星系である 4U 0115+63

当初計画の達成状況について

本研究の申請書に記載した研究計画は、(a) 超高エネ

に対するシミュレーションで調べてみた。

ルギーガンマ線連星系のパルサー風モデルに基づく 3 次

図 8 は、2 通りのシミュレーションからコンパクト天元大規模シミュレーションを実施し、それに基づいた高体近傍（降着円盤）だけを抜き出して表示したものであエネルギー放射計算を行うとともに、並行して、(b) 流る。左図は軌道面上の密度分布、右図は軌道面に垂直で体コードへ Particle Splitting 法を組み込み、(c) シミュ

軌道長半径に沿った面上（降着円盤の断面）の密度分布

レーションにより検証するとともに、シミュレーション・を表している。もともとかなり低い空間精度の領域なの

データを用いて高エネルギー放射を計算し、(d) それら

で、Particle Splitting を行っても、降着円盤の構造に大を可視化するための手法を開発することであった。

きな変化が見られるわけではない。しかし、図 8(a) と計画 (a) については、パルサー風モデルに基づくシ(b) を詳しく比較すると、Particle Splitting により空間

ミュレーションを行い、それに基づく高エネルギー放射

精度が高くなる効果が現れていることがわかる。例えを計算し、その成果 2 つの査読論文として発表したのば、降着円盤の厚みは外に行くほど大きくなるが、そので、計画を 100%達成したと言える。計画 (b) について様子を図 8(b)（右図）にうかがうことができる。

は、SPH コードに Particle Splitting の手法を組み込む

図 9 は、これらのシミュレーションから得られた降着作業が終了したので、子供粒子の配置のしかたや速度の率の時間変化を示している。図 9 から、Particle Splitting

与え方に改善の余地があることを考慮しても、計画をほの効果により降着率のノイズが大きく減少していることぼ（約 80%）達成したと言って良いと思う。

がわかる。これは、Particle Splitting による粒子数の増計画 (c) については、Particle Splitting 法を組み込ん

加が降着円盤の粒子数を増やし、それにより降着円盤内だコードのシミュレーションによる検証は終了したが、縁付近の解像度が高くなったことによるものである。

そのデータを用いた放射計算は未実施である。したがっこのように、調べたい領域が低密度領域であった場合て、達成度は約 50%である。

にも、Particle Splitting を適用することで、空間精度が7表 1. 計画の達成状況
計 画
パルサー風モデルの大規模シミュ(a)Binary PSR B1259−63/LS 2883”, Publications
達成度

of the Astronomical Society of Japan, 63, 893(%)

Takata, J., Okazaki, A.T., Nagataki, S., Naito,

100T., Kawachi, A., Lee, S.-H., Mori, M.,

レーションと放射計算

Hayasaki, K., Yamaguchi, M.S., Owocki, S.P.

(b)

Particle Splitting 法の組み込み

80

2012, “Modeling high-energy light curves of(c)

改良コードのシミュレーションに

50

the PSR B1259-63/LS 2883 binary based on
3-D SPH simulations”, Astrophysical Journal,よる検証とそれに基づく放射計算
可視化手法の開発(d)750, 7010

2. 国際会議における発表
計画 (d) については、SPH 法のための可視化ツールで

Okazaki, A. T. “Modeling gamma-ray binaries

ある SPLASH2 というパッケージ (Price 2007) と IDL

with Be stars”, Be/X-ray Binary Workshop

を用いて、データの表示方法について検討していると2011（2011 年 7 月, バレンシア）

ころであり、進捗の程度はわずか（達成度約 10%）でOkazaki, A. T. “Dynamics of Circumstellar

ある。

4.

Disks in Be-Star Binaries”, Workshop on
Circumstellar Dynamics at High Resolution

今後の展望（2012 年 2 月, イグアスの滝）

申請時に記した本研究課題の計画のうち、主要な計画

3. 国内学会における発表の 1 つだったパルサー風モデルに基づく超高エネルギー

岡崎敦男「Accretion vs. Pulsar Wind Models for

ガンマ線連星系の研究については、3 次元流体シミュレー

the TeV Gamma-ray Binary LS I +61 303」,

ションと放射計算を組み合わせてより現実的なスペクト

日本天文学会（2011 年 9 月、鹿児島）

ルと光度曲線を求めるという世界で初めての枠組みがほぼ完成した。今後は、連星系の持つ個性が系の放射に

参考文献

どのように影響するかを理解するために、さまざまなパ
ラメータに対して計算を行っていきたいと考えている。 Canto, J., Raga, A. C., & Wilkin, F. P. 1996, Astrophysicalもう 1 つの主要な計画だった Particle Splitting 法を用Journal, 469, 729
いた局所的高空間精度化についてもコーディングが終了

Gayley, K. G. 2009, Astrophysical Journal, 703, 89

したので、これからはさまざまな天体への応用へと進ん

Kitsionas, S., Whitworth, A.P. 2002, Monthly Notices of

でいきたいと考えている。また、本研究での放射計算は

the Rpyal Astronomical Society, 330, 129

高エネルギー放射に特化していたが、Be 星ガス円盤かLee, U., Saio, H., Osaki, Y., 1991, Monthly Notices of theらの可視光や赤外線放射の計算（モンテカルロ法を用い

Rpyal Astronomical Society, 250, 432

た放射輸送計算）もシミュレーション・データを用いてMonaghan, J. J. 1992, Annual Review of Astronomy and行っていきたいと考えている。

Astrophysics, 30, 543

可視化手法の開発については、本研究開始時からの懸Okazaki, A. T., Nagataki, S., Naito, T., Kawachi,

案であるが、まだ SPLASH2 と IDL を用いてどれだけ

A., Hayasaki, K., Owocki, S. P., Takata, J. 2011,のことがやれるか試している段階にあり、展望というほ

Publications of the Astronomical Society of Japan, 63,

どのものは描けていない。

5.

893
Price, D. 2007, Publications of the Astronomical Society of

研究成果リスト

Australia, 24, 159
Stevens, I. R., Blondin, J. M., Pollock, A. 1992,

本研究課題に関する今年度の研究成果は以下の通りでAstrophysical Journal, 386, 265ある。

Takata, J., Okazaki, A.T., Nagataki, S., Naito, T.,

1. 学術論文

Kawachi, A., Lee, S.-H., Mori, M., Hayasaki, K.,

Okazaki, A. T., Nagataki, S., Naito, T., Kawachi,

Yamaguchi, M.S., Owocki, S.P. 2012, AstrophysicalA., Hayasaki, K., Owocki, S.P., Takata, J.

Journal, 750, 70

2011, “Hydrodynamic Interaction in the TeV
8