2021 年度 第 51 回 天文・天体物理 若手夏の学校

コンパクト天体 アブストラクト集

招待講演アブストラクト

志達 めぐみ (愛媛大学 理工学研究科数理物質科学専攻・助教)
8 月 24 日 14:30–15:30 B 会場

X 線分光と多波長同時観測で探るブラックホール X 線連星の降着・噴出流

ブラックホール X 線連星は、星質量ブラックホールと恒星の近接連星系であり、星のガスがブラックホールに落ち込
む際に開放される莫大な重力エネルギーが放射・運動エネルギーに変換され、強い X 線放射やガス噴出流が生じる。
これまでに銀河系内に見つかっているブラックホール X 線連星のほとんどはトランジェント天体であり、普段は X
線で非常に暗いが、突然アウトバーストを引き起こし数桁以上もの増光を示す。その際、降着流は劇的な状態遷移を引き起こし、その遷移にともなって相対論的ジェットが噴出し、降着円盤に沿って噴き出すアウトフロー（「円盤風」）の観測的性質も変化する。ブラックホール X 線連星の降着円盤は主に X 線を放射し、ジェットは主に電波から可視光で輝く。また、円盤風は、X 線帯域で高電離の鉄などの青方偏移した吸収線として観測される。したがって、上記の複雑な挙動の背後にある物理を調べるために、X 線分光観測と多波長同時観測が有効である。
本講演では、ブラックホール X 線連星の基本的特徴を解説し、最近の X 線詳細観測や多波長観測による成果を紹介する。また、2022 年度打ち上げ予定の XRISM や、2020 年代末の打ち上げを目指す日本の次期 X 線衛星 FORCEなどの将来ミッションについても紹介し、期待されるブラックホール X 線連星のサイエンスについて述べる。

浅野 勝晃 (東京大学 宇宙線研究所・准教授)

8 月 25 日 13:15–14:15 B 会場

天体現象における高エネルギー粒子の加速
古くから超新星残骸から X 線やガンマ線が検出されており、衝撃波によって電子や陽子が加速されている証拠とされている。最近になって Tibet や LHAASO が 100TeV ガンマ線を検出しており、これによって PeV まで陽子が加速されている現場が特定されている。しかし、空気シャワーによる宇宙線観測によると、PeV を超え、1020 eV にまで至る宇宙線が宇宙のどこかで加速されていることが分かっており、その起源はまだ明らかにされていない。
上記で述べたように、高エネルギー粒子加速の標準理論は、衝撃波における Fermi 加速である。しかし、宇宙では超新星残骸のような非相対論的な衝撃波だけではなく、ブレーザーやパルサー星雲、ガンマ線バーストのような相対論的衝撃波も形成されている。この質的な違いは粒子加速機構に大きな違いをもたらしている。また、粒子加速機構は衝撃波だけではなく、磁気リコネクションや、乱流なども考えられている。実際、ブレーザーやガンマ線バーストなどを対象にして、これらの代替加速機構が近年盛んに議論されている。
本講演では標準的な衝撃波加速機構のレビューを行い、多波長観測と比べたその問題点、代替加速機構とその妥当性などについて議論したい。

1

あるアウトフローが生じる。これらの電磁放射特性を説明

コン 1
電波銀河のガンマ線 loudness と X 線スペクトルの関係
榧木 大修 (広島大学 M1)

する一つに超臨界降着流からの放射がある。これを検証す
るには、光度やアウトフローの構造について正確に調べる必要があるため、輻射流体シミュレーションが必要不可欠である。しかし、これまでの輻射流体計算では、計算資源の電波銀河は活動銀河核の 1 つであり、電波観測で中心コ制限から (1) 初期角運動量が小さく、(2) 比較的小さな計算

アとジェットが観測される天体である。Fermi 衛星では約ボックスの計算が主流であったため、質量噴出率が過大評

60 天体の電波銀河が検出されているが、それらは電波銀河

価されていた可能性がある [1]。これは、初期トーラスからの 10% 程度である。なぜガンマ線で明るいものと暗いもののアウトフローや、噴出後に円盤に落ち込む「フェイルドア

があるのかを知るために X 線での性質に違いがないかを調

ウトフロー」が含まれていたことに起因する。

べた。

共同研究者である北木孝明氏 (京都大学) は上記問題に着本研究では、B.Mingo et al. (2014)[1] で示されたサンプル

目し、計算ボックスサイズ及び初期角運動量を大幅に増加について XMM-Newton 衛星、Chandra 衛星、Nustar 衛星、させた計算を実行した。アウトフローを正しく見積もる計

Swift 衛星のデータを用いて、X 線スペクトル解析を行った。

算の結果、噴出率が大きく減少し、観測結果と矛盾しない数

このサンプルは、南半球で観測された、2.7 GHz で 2Jy 以

値を得ることができた [2]。

上のフラックスを持ち、急なスペクトルを持つ電波銀河で、本研究では、先行研究 [2] の結果を踏まえ、様々な質量降

45 天体示されている。加えて、F.Massaro et al. (2015)[2] で着率に対して軸対称 2 次元輻射流体計算を実行した。その示されている FR-I 天体と、Fermi で検出された電波銀河に結果、従来の計算より現実的な初期条件においても、質量降

ついて、X 線データのある 43 天体を解析した。

着率が増加すると、アウトフロー及びフェイルドアウトフ

スペクトル解析の結果から、スペクトルのべき指数の分

ローの噴出率が増えることや、アウトフローを放出する領布を調べたが、Fermi で検出された天体 (以下、Fermi 天体)域が広がることが明らかになった。ブラックホールへの質とされていない天体の間で違いはなかった。一方、吸収の量降着率が ∼ 400 LEdd /c2 (c は光速、LEdd はエディント

水素柱密度 N H の分布を調べた結果、Fermi 天体でないもン光度) のモデルでは、外部環境から注入されるガスのうち22のの約半数は、N H が 10 cm−2を超えたが、Fermi 天体の43% が円盤表面からアウトフローとして噴出する。運動学

ほとんどが超えなかったため、Fermi 天体には吸収がほとん

的光度と X 線光度の比は ULX の観測結果と整合的であっ

どないことがわかった。そのことから、Fermi 天体はジェッた。さらに講演では、アウトフローのスケール則について

トを小さめの角度から見ていると考えられ、放射はトーラも議論する。

スに遮られないため吸収がないと理解できる。一方、一般

1. Ohsuga, K., Mori, M., Nakamoto, T., & Mineshige,の電波銀河はジェットを大きめの角度から見ているため、

S. 2005, ApJ, 628, 368

ジェットのビーミング効果が弱く、ガンマ線の放射が弱く

2. Kitaki, T., Mineshige, S., Ohsuga, K., & Kawashima,て見えにくいと考えられ、また、放射がトーラスの影響を受

T. 2021, ApJ, 73, 450

けやすく多くが吸収を示すと理解できる。
本講演ではこれらの結果について議論を行う。

コン 3
ブレーザー BL Lacertae 極大フレア期(2020∼2021 年) の可視近赤外線偏光撮像モニ
ター観測
今澤 遼 (広島大学 高エネルギー宇宙・可視赤外線天文学研究室 M2)

1. B.Mingo et al., MNRAS, 440, 269, 2014
2. F.Massaro et al., APJS, 220, 5, 2015

コン 2
大局的輻射流体計算による超臨界降着流からのア
ウトフローの構造解明
芳岡 尚悟 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

BL Lacertae (以下 BL Lac) はブレーザーで、明るい可視光連続成分と、高い偏光度をもつ「BL Lac 型天体」の典型例である。2020 年 8 月、BL Lac は可視光・GeV ガンマ線

M1)で観測史上最大の光度に達した (Atel #13933)。静穏期のX 線で極めて明るい超高光度 X 線源 (Ultra Luminous

BL Lac はシンクロトロン放射のピークエネルギーが可視光

X-ray Sources；ULXs) やマイクロクェーサーなどの光度以下にある Low-energy peaked BL Lac object; LBL に種が高い天体では、強い輻射圧による外向きのガスの流れで別され [1]、Synchrotron-Self Compton 放射によるピーク

2

は GeV 帯域であることが知られているが、本フレア時にはが 0.15 秒先行する順相関と、X 線が 1 秒先行する反相関、

TeV ガンマ線での検出も報告された (Atel #13963)。その可視光が 4 秒先行する反相関が報告されている。我々の解後も Fermi 衛星による GeV ガンマ線サーベイ観測により、

析では、可視光が先行する反相関成分以外の 2 成分が検出

2020 年 10 月、2021 年 1 月、2 月、4 月と大きなフレアが観された。この 2 つのラグ成分をそれぞれ抽出、光度曲線の測されている。このようなガンマ線での激しい光度変動は、

再構成、CCF 解析を行ったところ、X 線が 1 秒先行して反ジェット内での粒子加速を示唆している。このフレアの原相関する成分は、可視光が 1 秒先行する順相関と 4 秒先行因を調べる事で、ジェット中の粒子加速機構に言及できる

する反相関を示すことを確認した。これは CCF に見られとともに、BL Lac 型天体の性質として新たな知見が得られる 2 つの反相関が、実際は、可視光が先行する順相関成分がる可能性がある。

周期的なことによって作られている可能性を示唆している。

上記の通り BL Lac からの可視近赤外線放射はシンクロ

このような変動を示す物理現象としては、例えば、円盤内でトロン放射が卓越しており、偏光観測からは磁場の情報が可視光を放射していた領域がブラックホール近傍に落ち込取得できる。我々は、広島大学が保有する口径 1.5 m の「かみ X 線を放射するといった描像が考えられる。

なた望遠鏡」により、フレア期間を含む約 10 ヶ月間に渡る

1. Gandhi, P., et al., Monthly Notices of the Royal As-

可視近赤外線偏光撮像モニター観測を実施した。その結果、

tronomical Society: Letters, 390.1, L29-L33, 2008

GeV ガンマ線光度と可視光光度との相関に加え、GeV ガン
マ線・可視光の激しい変動にともなう可視偏光方位角の大コン 5MAXI と NICER による Swift J1858.6-0814 のス
ペクトル
坂井 謙斗 (芝浦工業大学 M2)

きな変化が確認された。この結果は、先行研究 [2] で示唆されている螺旋磁場モデルを補強することになる。本発表では、可視偏光観測によって取得した偏光情報および可視光
光度と、Fermi/LAT・Swift/XRT により取得されたガンマ線・X 線光度との関係から、本フレア時の粒子加速機構・放Swift J1858.6-0814 は、2018 年 10 月 25 日に発見された射機構を議論する。

X 線連星である [1]。アウトバーストは長く続き、明るくなった 2020 年 3 月に NuSTAR と NICER により I 型 X 線バー

1. Uemura M., et al., PASJ, 72, 74, 2020

ストが検出され、中性子星であると判明した [2]。同時に距

2. Marscher A., et al., Science, 452, 966, 2008

離は 12.8 (9-18) kpc とされた。本研究では、MAXI のライ
トカーブで明るくなっていた、58880MJD から 58930MJD

コン 4の期間の NICER のスペクトルを解析した。NICER のデー

GX 339 − 4 の X 線と可視光光度曲線のタイムラ

タは 58913MJD から 7 日間のデータ (exposure time : 4333

グ解析
大間々 知輝 (宇宙科学研究所・総合研究大学院大学 D1)s) を統計誤差を減らすために足し合わせて使用した。この期間の中では大きな変動は見られなかった。0.6-10 keV の

ﬂux は 9.9×10−10 erg/s/cm2 で光度は 1.8×1037 erg/s で

ブラックホールを中心天体として持つ X 線連星あった。1.4M⊙ の中性子星のエディントン限界の 9% であ(BHXRB) を多波長で観測するとそれらの光度曲線が時る。スペクトルの概略は、powerlaw(Γ ∼ 1.5) で、LMXB

間差（タイムラグ）を伴って相関することが知られている。

のハード状態と考えられる。まず、中性子星表面を覆う、

特に、X 線と可視光の数ミリ秒から数秒の短時間変動には、

高温コロナによる逆コンプトン散乱と考え nthcomp モデ

相互相関関数（CCF）が ∼ 0.1 秒 X 線が先行した順相関とル [3] を適用したが、それだけでは χ2ν (dof)=1.60(441) と数秒のタイムラグの反相関を示す奇妙な形になることが知データを再現しなかった。そこで、光学的に厚い降着円盤をられている [1]。このような形の CCF は、BHXRB で数件加えた phabs*(nthcomp+diskbb) でフィットしたところ、報告されているがその詳細は分かっていない。我々は、タイχ2ν (dof)=1.15(439) とデータを再現した。nthcomp のベス

ムラグの推定、及びその相関した信号を抽出できるスパース

トフィット値は種光子の黒体温度 kTbb = 0.44±0.031
0.030 keV、モデリングを用いた手法を開発してきた。本解析手法は、光コロナの電子温度 kTe = 3.26±0.27
0.27 keV、Γ = 1.72 ± 0.01

度曲線をフーリエ変換する際にパワースペクトルのスパーであり、光学的厚み τ と y パラメータは τ = 6.3, y = 1.0

ス性を仮定することで両方の光度曲線に共通する信号のみと算出できる。また、逆コンプトン散乱では光子数が変化しを取り出すことができる利点がある。

ないことを考慮すると、種となる黒体放射の半径は 8+3−2 km

本研究では GX 339−4 の X 線と可視光で観測された短時と計算でき、距離の不定性を考慮すると中性子星全体を間変動の解析を行った。このデータでは先行研究で、X 線

コロナが覆っていると考えて矛盾ない。また、diskbb は3

kTin = 0.27 ± 0.02 keV であり、境界条件補正 (ξ = 0.41;

鶴見 一輝 (芝浦工業大学システム理工学専攻 M1)

Kubota + 1998) と色温度補正 κ = 1.7 [4] を考慮すると、√
Rin cos i = 107+44−32 km となり、降着円盤は中性子星の半連星系ブラックホールは伴星からの質量降着により降着円盤を形成し、X 線などの電磁波を放射していることが径の 10 倍程度の位置に後退していると考えられる。この描知られている。降着円盤は降着率の変化ごとに観測される

像は中性子星 LMXB のソフト状態に近いハード状態と考えスペクトルの様子が異なり、硬 X 線を多く含み強度の低て矛盾ない。

い Low/Hard State(LHS) と軟 X 線を多く含み強度の高い

1. ATel #12151 (H. A. Krimm et al. 2020)

High/Soft State(HSS) と、その中間状態である Intermedi-

2. Buisson et al, 2020 MNRAS 499 793

ate State(IMS)、IMS の中でも Hard な成分の強い Hard

3. Zdziarski et al. 1996

Intermediate State(HIMS) と Soft な成分が強い Soft In-

4. Shimura et al, 1995, ApJ 445 780

termediate State(SIMS) という状態に分類される。
高 温 コ ロ ナ が 発 達 し て い る と 考 え ら れ て い る LHS、

HIMS、SIMS の観測データから得られるパワースペクト

コン 6矮小銀河 IZw18 に存在する超高光度 X 線源の長期的光度変動
善本 真梨那 (大阪大学 M2)

ルには、幅のあるピークが現れることがある。これは準周期
振動 (Quasi-Periodic Oscillation:QPO) と呼ばれ、その名の通り準周期的な X 線強度の時間変動である。QPO の原因は解明されていないが、レンズティーリング歳差運動など

青 色 コ ン パ ク ト 矮 小 銀 河 (Blue Compact Dwarfが関係していると考えられている [1]。QPO を解析するこGalaxy;BCD) は 、星 形 成 が 活 発 で 重 元 素 量 が 1/50 −とで X 線星の降着円盤の状態の解明につながることが期待

1/10Z⊙ 程度の小規模な銀河であり、比較的若い進化段階にできる。ブラックホール候補天体 XTE J1550 − 564 で発見あることから銀河の形成・進化を理解する上で重要な天体された 0.1〜10Hz の QPO(Low Frequency QPO:LFQPO)である。BCD における超高光度 X 線源 (Ultra-Luminousが存在するデータに対して時間変動解析を行った結果、観X-ray source;ULX) の出現頻度は星形成率で規格化した場

測全体と、数データほどで行った 100s 程度の時間スケー合、スターバースト銀河 M82 の 20-100 倍と異様に高い。

ルでの解析で、QPO のピーク周波数 [Hz] と Countrate

一方で、BCD のような重元素量の低い環境下では、恒星質[counts/s] との相関が確認できた。今回は他のデータにお量ブラックホール (BH) の質量上限値が上昇するという理

ける 100s 程度の時間スケールと、10s 程度の時間スケール

論的予測 [1] があり、BCD における ULX の起源を議論すでの解析においても同様の相関が存在するかの調査を行いる上で重要な結果といえる。

結果を報告する。

本研究では、近傍の代表的な BCD である IZw18 に着

1. Stella & Vietri, ApJL, L59, 492, 1998

目し、ROSAT 衛星, Chandra 衛星, XMM-Newton 衛星,

Suzaku 衛星によって得られた 1992 年から 2014 年までの計 6 回に及ぶ X 線観測データについて、その X 線源スペ

コン 8

クトルと長期変動を調査した。その結果、IZw18 には常にMAXI,Swift を用いたブラックホール X 線連星アウトバースト光度変動の相似性解析
栗原 明稀 (東京大学 M1)

39

10 erg/s を超える ULX が存在し、X 線スペクトルを既知の系内 BH 連星系のスペクトル遷移と比較すると、BH 周
囲のコロナによる逆コンプトンモデルや降着円盤による黒銀河系内のブラックホール（BH）連星系は、恒星質量 BH

体放射モデルで説明できることがわかった。本講演では、と通常の恒星から成り、BH への質量降着率が急激に増加す

IZw18 に存在する ULX の起源を BH 連星系と仮定した上ることで突発的な X 線増光（アウトバースト）を示す。数で、その状態遷移について詳しく報告する。

十日から数百日の増光期間中に異なるスペクトル状態間を遷移し、定常状態に落ち着く。スペクトル状態遷移によっ

1. BelczynskI, ApJ, Vol.714, p.1217-1226, 2010て、異なるエネルギーバンド間の強度比は大きく変化する。

2004 年からガンマ線バースト衛星 Swift/BAT によって、

コン 7
RXTE 衛星によるブラックホール候補天体 XTE
J1550 − 564 の準周期振動の解析

加えて 2009 年から全天 X 線観測装置 MAXI/GSC によって、それぞれ 15-150 keV、2-30 keV のエネルギー範囲でBH 連星系がモニターされてきており、多くのアウトバース
トデータが蓄積されている。それらの時間変動・スペクト
ル変動のシステマティックな解析から、BH への降着現象の4

包括的な理解が得られることが期待される。

間の観測や分光観測によるドップラーシフトの確認などが本研究では、アウトバースト全体の形状に着目し、データ必要である.

サイエンスの手法を用いてその類似度を評価した。まず 20

1. 小山勝二 他, 「シリーズ現代の天文学 8 ブラックホー

天体について MAXI と Swift の光度曲線データを取得し、ルと高エネルギー現象」, 日本評論社, 2007

長期変動のパターンを調べるのに適したアウトバーストを

2. Gautam, A. K., Do, T., Ghez, A. M., et al. , ApJ,MAXI で 28 個、Swift で 26 個選定した。それらについて、

871, 103, 2019

アウトバースト光度曲線間の相似性を定量的に調べるために、「ダイナミックタイムワーピング法」を適用し、データ

コン 10
一般相対論的輻射輸送コードの開発とその適用
高橋 幹弥 (筑波大学 D1)間距離を指標とした階層クラスタリングを行った。分類の結果、同じ天体のアウトバーストには明らかな再現性があることがわかった。加えて、異なる天体間のアウトバース
トでも顕著な類似性を持つものが複数存在することが確認

一般相対論的な輻射輸送計算は、ブラックホール近傍のできた。本発表では、光度曲線の特徴と連星系パラメータ

撮像イメージやスペクトルなどの観測結果の解釈には必須

等の物理量との関係について考察する。

である。さらにブラックホール近傍には高温プラズマが存在するため、輻射と流体の間でのエネルギーや運動量のや

コン 9
すばる望遠鏡を用いた銀河系中心領域における恒星質量ブラックホールの探査佐久間 昂太 (東北大学理学研究科 M1)

り取りを無視することができない。現在多くの一般相対論
的輻射磁気流体 (GRRMHD) 計算では、輻射を計算する際に輻射輸送方程式 (光の放射強度の発展方程式) を直接解かず、近似的な方法で解くことが一般的である。しかし、近恒星質量ブラックホールは, 太陽質量の 100 倍以下の質

似解法では物理的に正しい解が得られない領域が存在する

量をもつブラックホールである. これまでに発見されているなどの問題を抱えている。また、輻射輸送方程式と同値な 6恒星質量ブラックホールは, 全てブラックホール連星として

次元ボルツマン方程式を直接解く試みもなされているが、数観測されている. しかし, このブラックホール連星がどのよ

値拡散が大きくなるといった問題は依然解決されていない。

うに形成されるのかは未だ明らかにされていない.

そこで我々は、ブラックホール時空中の測地線に沿って

また牧島 (2007)[1] によれば, 発見されている恒星質量ブ

輻射輸送方程式を直接解く一般相対論的輻射輸送コードをラックホールの数は, 推定される数に比べてかなり少ない.

開発した [1]。これは先行研究 [2] をベースに拡張したもの

新しい恒星質量ブラックホールの発見は, その質量や公転周である。新しく開発したコードは、光子数の保存を確実に期といった統計的性質の解明や, ブラックホール連星の形成保証しつつ、少ない数値拡散で計算することが可能である。

シナリオを解明する手がかりとなる.

さらに、輻射場の時間発展と同時に観測量も計算すること

ブラックホール連星を含む連星系は, 連星同士がお互いをができる初めての輻射輸送計算コードである。

隠し合う「食現象」によって, 変光星として観測される場合

本講演では、ブラックホール周囲での輻射の伝播のテストがある. そこで本研究では, 銀河系中心領域に存在する天体をはじめとしたコードの概要と、GRRMHD 計算で得られの明るさの時間変動を調査した.

た降着流の構造を背景にした計算結果についても発表する。

本研究では PSF 測光を用いて天体の測光を行った.PSF

1. M.Takahashi et al, MNRAS, in prep., 2021

測光の精度は, 作成する PSF の形状に大きく依存する. その

2. R.Takahashi & M.Umemura, MNRAS, 464, 4567,

ため, 扱うデータを最も良く測光できる PSF 測光パラメー

4585, 2017

タの検討を行った.
測光の結果から, 検出された 1310 天体中 8 天体が周囲 1”

コン 11
円盤磁場分布の決定から磁気駆動アウトフローの起源に迫る:円盤磁束輸送の理論研究
山本 凌也 (大阪大学 宇宙進化グループ M1)の範囲にある天体よりも大きく変動していることが分かった. 中でも S2-277 という天体は Gautam et al. (2019)[2]においても変動が確認されていた. 変動の特徴や先行研究の結果から, S2-277 は回転変光星または食連星である可能性

多くの降着円盤には磁気駆動の円盤風やジェット (以下，が示唆された.
本研究で変動していると確認された天体が, ブラックホー

まとめてアウトフロー) が存在しており，ガスの角運動量をル連星である証拠は見つからなかった. それらの天体がブ外側へ輸送して降着を促進させ，円盤の構造を大きく変化

ラックホール連星であることを裏付けるためには, より長期させる．近年の磁気流体力学 (MHD) シミュレーションに5よって，磁気駆動アウトフローの発生機構に関する理解はロレンズ効果により増光した光の観測 [4] を用いた方法がと進んできた．

られている。いずれの制限も PBH の存在量に対して厳し

しかし，アウトフローの駆動源である磁場が円盤内にどのい制限を与えているものの、不確定性を孕んでいるため、さように分布し，円盤進化にどういった影響を及ぼすのかといらなる検証が必要である。

う根本的な問題が残っている．磁場分布はアウトフローの

我々は PBH の存在量に対する制限として、活動銀河核発現の有無を決めるだけでなく，アウトフローのパワーや中心のダストトーラスを用いた方法について研究を進めて円盤からの角運動量輸送率を決める．したがってアウトフいる。ダストトーラスに PBH が存在すると仮定すると、ローを通じた大スケールへのフィードバックの理解や，ガPBH は周囲のガスを捕捉し降着円盤を形成する。その際、ス降着を通じた中心天体の成長を明らかにする上で，磁場ガスは重力エネルギーを熱的放射として解放し、ダストトー分布を決める物理機構の解明は必須である．しかし多次元

ラスを構成するガスとダストを加熱する。ガスとダストのシミュレーションで円盤寿命程度の円盤進化と磁束輸送を

加熱および冷却からエネルギー収支を考えることで、 PBH

同時に解くことは極めて困難であるため，初期に円盤ガスの存在量に制限を与える。ガスのエネルギー収支を考慮しと磁場分布を仮定したケーススタディが主流となっており，た結果では、PBH の質量 101 M⊙ において fPBH = 10−5

別のアプローチが求められている．

となった。本講演では我々の研究における、ガスのエネル

そこで我々は，アウトフローの起源解明を目指し，円盤

ギー収支を用いた制限の概要と結果について議論を進める。

磁場の長時間進化を円盤ガスの進化も合わせて解くモデル

1. Sasaki et al., CQG, 35, 063001, 2018の発展を行っている．このモデルは軸対称を仮定して円盤

2. Abbott et al., PRL, 116, 061102, 2016の厚み方向に積分した半径方向 1 次元の円盤面密度進化・

3. Ali-Haı̈moud & Kamionkowski, PRD, 95, 043534,

磁場分布を解くモデルで [1]，その有用性からブラックホー2017

ル円盤だけでなく原始惑星系円盤にも応用されている [2]．

4. Tisserand et al., A&A, 469, 387-404, 2007

我々は [1] の追試を終えており，次の段階として磁気回転不安定性 (MRI) 円盤に着目し，乱流拡散に関わる近年の理コン 13
GPU を用いた Fast Radio Bursts の解析の展望池邊 蒼太 (東京大学 M1)

論研究の進展を取り込むことで，モデルの進展を試みている．さらに，過去の研究ではアウトフローの性質を決める
円盤外の磁場をポテンシャル磁場で近似してしまっているが，我々は新しい磁場計算法の開発を進めている．

Fast Radio Bursts（一般にその頭文字をとり FRB と略されることが多い。以下 FRB と呼ぶ。）は 2007 年に初め

1. Lubow S. H., Papaloizou J. C. B., Pringle J. E., MN-て検出された、典型的な持続時間が数 ms という非常に短い

RAS, 267, 235, 1994

パルスを放射する天体現象である。発見されてから現在に

2. Takeuchi T., Okuzumi S., ApJ, 797, 132, 2014至るまで多くの研究がなされてきたが、その光度関数、母銀河の特性、population が持つ性質、発生機構など多くが謎

コン 12
ダストトーラスを用いた原始ブラックホール存在
量への制限
柳澤 馨 (大阪大学 宇宙進化グループ M1)に包まれている。さらなる統計的な研究を行うにはより多くの FRB の検出、多波長観測、FRB が検出された後の追観測が重要である。

FRB の検出には、電波望遠鏡による観測によって得られ

原始ブラックホール (Primordial Black Hole; PBH) とる膨大なデータ量を処理する必要があるため、CPU を用は、初期宇宙において形成されたとされるブラックホール

いたプログラムではその解析に多大な時間がかかり FRB

15であり、10 g 以上の様々な質量をとると考えられている

検出直後に追観測を行うということができない。本講演で[1]。また、 PBH は暗黒物質の候補であり、さらには 2015

はこの状況を改善するために必要不可欠であると考えられ

年 LIGO によって初検出された重力波 [2] の起源としてもる、GPU を用いたデータのリアルタイム処理についての見候補の一つとされている。そのため、 PBH の存在量に対込み、そして今後の国内での FRB 観測の展望について述する制限は重要な課題として注目されている。

べる。

PBH の存在量に制限をかけるためには、多様な質量帯をコン 14
シンクロトロン放射モデルによるガンマ線バース
トのスペクトル変動の再現

網羅する様々な検証が必要である。これまでの制限方法として、 PBH が存在する場合に宇宙マイクロ波背景放射のスペクトルに与える影響が検出されないこと [3] や、マイク6松尾朋樹 (埼玉大学大学院

理工学研究科 M1)

行方向に主に加速されていればシンクロトロン冷却の影響が抑えられるということに注目した。磁場に対して平行方

ガンマ線バーストは超新星爆発や中性子星合体に起因し、向への非等方な電子加速は、衝撃波に代わる加速メカニズ

1054 erg にも及ぶ高エネルギー放射を伴う爆発現象である。

ムの候補である磁気リコネクションで起きることがプラズ

ガンマ線バーストは数秒〜数時間程度継続するγ線を中心

マシミュレーションで示されている。

とした放射―即時放射とその後、数日間に及ぶ X 線〜電

今回の我々の研究では、加速電子の非等方な分布を初期波帯域での広帯域放射―残光放射で構成される。ガンマ線条件として与え、シンクロトロン冷却、ジェットの膨張に伴バーストの放射は、観測者を指向している相対論的ジェッう磁場の減少、断熱冷却を取り入れた電子分布の時間発展

ト中で作られていると考えられているが、その放射機構にと放射スペクトルの計算を数値シミュレーションによって関して未解明な部分も多い。すなわち、ガンマ線バーストの行った。その結果、電子分布の非等方性により冷却が抑え形成過程や放射場、予想されるエネルギー規模から、ジェッられ、ガンマ線バーストのスペクトルを説明するパラメー

ト中の内部衝撃波での磁場形成や粒子加速による非熱的シ

タ（非等方分布を特徴づけるパラメータ、相対論的ジェット

ンクロトロン放射モデルに加え、光学的に厚い「光球」からのローレンツ因子、冪乗分布の電子の最低ローレンツ因子の放射を考慮した熱的プラズマ放射モデルなどが提案されなど）領域が、これまでの観測から許される領域内にあるこている。各モデルに伴う物理現象における放射冷却の減光とが明らかになった。

の時定数は各々のエネルギー依存性を示す。先行研究 (勝倉今回の講演では、ガンマ線バーストのシンクロトロン放2020)(堀江 2021) では Swift 衛星の観測したガンマ線バー

射モデルに焦点を当てた簡単なレビューを行った後、我々ストの即時放射の減光過程におけるスペクトル変動を系統の非等方電子分布によるシンクロトロン放射モデルを発表

的に解析し、減光の時定数にエネルギー依存性があり、それし、モデルの妥当性についての議論を行う。

がエネルギー帯域ごとで異なっていることを明らかにした。
なかでも高エネルギー帯にみられた時定数がエネルギー依

コン 16
TeV 帯域で検出されたガンマ線バーストの放射機構
岩崎 啓 (京都大学 宇宙線研究室 M1)

存性を持たない成分に注目、熱的放射モデルでの説明が検討されたが、実際のスペクトル形状と必ずしも一致しなかった。そこで、本研究では衝撃波の局所的構造による電子の再加速を考える再加速シンクロトロン放射のシミュレーショ

宇宙最大の爆発天体であるガンマ線バースト (GRB) は、ンを行った。部分的に再加速されたジェット中の電子から相対論的ジェットをエネルギー源として、数秒から数十秒のシンクロトロン放射がつくる光度曲線を計算し、時定数の間数 keV から数 MeV のガンマ線とそれに続き X 線やのふるまいを調べた。その結果、先行研究でみられたエネル

可視光で減光していく残光が観測される。この残光放射は、

ギー帯域ごとに違う振る舞いをみせる時定数のエネルギー

外部衝撃波によって加速された電子によるシンクロトロン

依存性の再現ことに成功した。

放射で説明されてきた。Fermi 衛星の観測で残光のエネル

コン 15
ガンマ線バーストの非等方電子分布を考慮したシンクロトロン放射モデル
後藤 瞭太 (東京大学 理学系研究科物理学専攻
修士二年)

ギーが GeV 帯域に達することが分かり、シンクロトロン放射だけでは GRB の残光を説明できないことが示唆された。

2018 年 7 月、初めて H.E.S.S. 望遠鏡で数百 GeV のガンマ線を放射する GRB 180720B が観測された [1]。2019 年 1
月には MAGIC 望遠鏡で GRB 190114C から TeV に及ぶガンマ線が観測された [2]。これはシンクロトロン放射ではガンマ線バーストは相対論的なジェットからの放射現象説明できず、シンクロトロン自己コンプトン放射 (SSC) をである。今回の講演では、ガンマ線バーストの電子分布の考えると説明できることが分かった [3]。しかし、H.E.E.S.

非等方性を考慮に入れた放射モデルを発表する。非等方性望遠鏡で検出された GRB 190829A では SSC 放射では説を考慮に入れる動機は、ガンマ線バーストのシンクロトロ

明できないことが示唆された [4]。TeV ガンマ線を放射す

ン放射モデルにおける速い冷却問題の解決にある。

る GRB の放射機構は、観測数が少ないことから系統的な速い冷却問題とは、次のようである。ガンマ線バーストの議論に至っていない。本講演では、これまでに MAGIC と観測から、シンクロトロン放射を行う電子の冷却時間は、力

H.E.S.S. で観測された TeV ガンマ線を放射する GRB の観

学的な時間スケールよりもはるかに短い。シンクロトロン

測結果を紹介し、高エネルギーガンマ線の放射機構につい冷却により直ちにエネルギーを失った電子からの放射は、観て議論する。

測されるガンマ線バーストのスペクトルの冪を再現しない。
我々はこの問題の解決策として、電子が磁場に対して平1. H.E.S.S. collaboration, et al., Nature, 575,4647

草深 陽 (東京大学 理学系研究科物理学専攻 M1)

467,2019
2. MAGIC collaboration, Nature, 575,455-458, 2019

我々は一次元相対論的磁気流体数値計算コードを開発し、3. MAGIC collaboration, et al., Nature, 575,459-463,

相対論的爆風のシミュレーションを行なっている。本研究2019ではガンマ線バースト (GRB) に代表される相対論的衝撃波

4. H.E.S.S. collaboration, Science , 372, 1081-1085,の発展を追う。相対論的流体力学に於ける、点源爆発の自2021

己相似解である Blandford Mckee 解 (Blandford & Mckee

1976, 以下 BM 解) との比較も行う。

コン 17
TeV ガンマ線バースト GRB 190829A の残光のOﬀ-axis ジェットモデルによる理論的解釈
佐藤 優理 ( 青山学院大学 理工学研究科理工学専
攻 M2)

GRB はエネルギーにして約 1053 erg のガンマ線を、数秒間で放出する宇宙最大の爆発現象である。ガンマ線の放射機構は、衝撃波で加速した高エネルギー電子によるシンクロトロン放射であると考えられている。エネルギー源は相対論的ジェットであり、星間物質 (ISM) を掃き集めるに

ガンマ線バースト (GRB) は、ローレンツ因子が 100 以上

つれ減速していく (この状態を爆風という)。この時 ISM をの相対論的なジェットが観測者に向かってまっすぐ進んで

先進衝撃波が、ジェット内部を逆行衝撃波が伝播する。こいると考えられている。しかし、その起源天体や放射機構の２つの衝撃波から、数日間放射され続ける X 線から電波の詳細は未解明である。大気チェレンコフ望遠鏡 MAGIC,領域までの放射のことを GRB 残光と呼ぶ。

H.E.S.S. 等によって、超高エネルギーガンマ線 (TeV ガンマ

本研究では GRB 残光を想定したパラメータ設定のもと、

線) の残光が 2018 年に初検出され、これまでに 4 イベント検先進衝撃波と逆行衝撃波の発展を一次元球対称シミュレー

出された (GRB 180720B, 190114C, 190829A, 201216C)。

ションにより明らかにする。ISM 領域は磁場が弱いので、その中で、GRB 190829A については、発生後およそ 2 万

先進衝撃波は BM 解に類似している。一方ジェット領域は秒後に H.E.S.S. によって 20σ レベルで超高エネルギーガ

磁場が強いので、磁気圧などが逆行衝撃波の発展に影響をンマ線が検出されたが、通常の GRB よりもガンマ線即時放及ぼす。先進衝撃波の減速開始時に於ける逆行衝撃波の振

射の全放射エネルギーが一桁以上小さく、さらに、X 線残光る舞いが初期残光に影響を与えるので、磁場の値に応じたと可視残光のピークの時刻がほとんど一致するという 2 つ

逆行衝撃波の発展の違いについて議論する。

の珍しい特徴を持つ。そこで、相対論的ジェットを真正面か

コン 19
相対論的衝撃波による統計的粒子加速とその発展
西川 智隆(名古屋大学 理学研究科素粒子宇宙物 理学専攻

らではなく斜め方向から見たとした場合に、GRB 190829A
の上述の特異な観測結果を説明できるかどうか調べた。この Oﬀ-axis jet モデルによれば、相対論的ビーミング効果により、真正面から見た場合の即時放射のエネルギーよりもM1)

低い値が観測される。同時に、このモデルでは残光の明るさがピークになる時刻は波長に依存しないためどれも同じ

ガンマ線バースト (gamma-ray burst; しばしば GRB とになると期待される。本発表では、ジェットを斜め方向か略される) は, 宇宙のある一点から非常に強いガンマ線が短ら見た場合、GRB 190829A の上述の観測結果を説明でき時間に降り注ぐ天体現象として 1970 年頃に発見された. しるかどうかを検証し、その結果を紹介する。GRB 190829A

かし, この現象があまりにも短時間であることと, いつどのは開き角が異なる２つのジェットからなる二成分ジェット

方向から発生するのかわからないという理由から, 宇宙のモデルを用いて、ジェットを斜めから見ると説明できること

どこで, どのように発生するのか, 発見されて以来 30 年以がわかった。即時放射と初期 X 線残光、可視残光はジェッ

上も謎のままであった. 最近になり, GRB は宇宙のきわめ

トのローレンツ因子が 350 でジェットの開口角が 0.015 radて遠方で, 莫大なエネルギー (おおよそ, 太陽が解放出来ると狭いジェットを斜め方向から見たと解釈できることがわ

エネルギーの最大値) をごく短時間 (数十秒間) で放射するかった。さらに、後期 X 線残光と電波残光を説明するため巨大な爆発現象であることが分かってきた. そして, この現に、ジェットの開口角が 0.1 rad と広いジェットが必要なこ

象が極めて明るいことから, 宇宙の最も遠方の天体 (即ち,とがわかった。

宇宙の初期) を観測的に研究できる可能性が考えられ, こう
いったメリットからも GRB の正体について現在も研究さ

コン 18
相対論的爆風の磁気流体シミュレーションれ続けている.
観測されるガンマ線は加速された粒子を起源として放射されたものであると考えられており, 様々な加速機構のモ8

田原 圭祐 (京都大学大学院理学研究科物理学。宇
宙物理学専攻 M1)

デルが提案されている. 本発表では, GRB における粒子の加速機構のモデルの一つである, 相対論的衝撃波による粒子加速 (統計的粒子加速やフェルミ加速と呼ばれる) を仮定

ガンマ線バースト (Gamma Ray Burst : GRB) は半世

し, このときに粒子がどのようなエネルギーのスペクトルを紀程前に Vela 衛星によって最初に発見された [1] 宇宙最大

持って放射されるのか考察し, 実際に観測されるガンマ線のの爆発現象である。ミリ秒単位で激しく変動するこの現象

エネルギースペクトルを説明可能であるのか議論する.

は、エネルギーフラックスのピークを MeV 領域に持つことが経験的に知られている。GRB は放射の継続時間が比較的

コン 20
MAXI が観測した GRB の系統的解析
平松 裕貴 (青山学院大学 M1)

長い Long GRB と継続時間が短い Short GRB に分類される。Long GRB である GRB030329 の観測で得られたライトカーブと Ic 型超新星 SN1998bw のスペクトルとの類似

ガンマ線バースト (GRB) とは、数ミリ秒から数 100 秒

性から [2]、Long GRB の起源は Ic 型超新星であると考えの短時間に 1054 erg ものエネルギーをガンマ線として解放られている。一方で、Short GRB に関しては観測例が少なする宇宙最大の爆発現象である。MAXI (Monitor of All-

いために、その起源は謎となっている。また、GRB の放射

sky X-ray Image) は現在まで 136 個の GRB を観測して機構は研究が進められているが完全な理解は得られていないる。MAXI に搭載されているガススリットカメラ (GSC)い。解明のためには放射領域や磁場の構造を理解するため

は GRB を観測する装置の中では、約 10 keV 以下のエネに、偏光観測が期待される。以上より、GRB の観測装置に

ルギー帯域の X 線 (軟 X 線領域) に感度をもつため、他衛は、MeV 帯域の感度、偏光測定能力が備わっていることが星とは異なる帯域の GRB スペクトルを得ることができる。

望ましい。

Serino et al., 2014 では、MAXI が観測した GRB は他衛星それを可能にする検出器が我々が開発している電子飛跡で観測された GRB より光度が暗く、スペクトルがソフトな検出型コンプトンカメラ (ETCC) である。ETCC は、MeVものが多いと報告されている。これらの GRB が従来のもガンマ線の主反応であるコンプトン散乱事象を一意に再のと同様の性質なのか、スペクトルフィッティングによっ構成することから、MeV 領域に高い感度を持つ。さらに、てパラメータの比較を試みる。

SPring-8 における実験から、偏光検出能力も示されている

本研究では MAXI で観測された 136 個の GRB のうち 70[3]。本講演では、将来的に ETCC によって観測が期待され個の GRB のデータをスペクトル解析した。スペクトルモ

る GRB について述べる。

デルには、GSC の観測エネルギー帯域と統計を考慮して、星参考文献

間吸収モデルとベキ型関数モデルをかけ合わせたものを使用した。その結果、ﬂux の分布のピークは 10−8 erg/cm2 /s[1] R. W. Klebesadel et al., 1973, Astrophys. J.,182:L85-となり、他衛星の観測より小さい値となった。ベキは −1.5

L88

から −2.0 程度にピークを持ち、10 keV 付近に Epeak を持[2] J. Hjorth et al., 2013, arXiv:astro-ph/0306347

つソフトな GRB (XRF) が観測されている可能性を示唆し[3] S. Komura et al., 2017, Astrophys. J., 839:41 (13pp)ている。一方で ﬂux とベキの相関を見てみると、暗くてベ
キが −0.5 程度のハードな GRB やそれより明るいがベキ

コン 22
輻射輸送シミュレーションを用いた中性子星合体のパラメータ推定
野際 洸希 (東北大学大学院理学研究科天文学専攻
修士二年)

が −3.0 程度とソフトな GRB などが存在することがわかった。GRB 即時放射の光度と Epeak に相関があることが知られており、Nava et al., 2012 での相関を仮定して、GSCで観測される ﬂux とベキの関係をシミュレーションすると、高赤方偏移の明るい GRB が GSC で観測した場合では暗くてハードなスペクトルとなることが推定された。

中性子星合体は、重元素の起源の有力な候補である。中

本発表では、ﬂux とベキ、Epeak と距離の相関関係を中心

性子星合体時には強い重力波が放射され、ショートガンマに、MAXI が観測した GRB のスペクトル解析からわかっ

線バースト（SGRB）と放射性崩壊（主にベータ崩壊）にたことを報告する。

よる熱的放射（kilonova）が起こると考えられている。[1]kilonova の観測量からは、中性子星合体から放出される物

コン 21
ガンマ線バーストの観測の現状と電子飛跡検出型
コンプトンカメラ

質の質量や速度、electron fraction など、重元素の起源を考える上で重要な物理量を推定できる。しかし、kilonova の輻射輸送シミュレーションにおいて、パラメータの組み合わ9せはまばらなグリッドでしか与えることができない。その

コン 24
再帰型ニューラルネットワークを用いた高密度天
体の X 線強度変動のパワー スペクトル推定
牧田 佳大 (立教大学 理学研究科物理学専攻 M1)

ため、観測データと輻射輸送シミュレーションを直接比較して、中性子星合体のパラメータを推定することは難しい。
そこで、我々は機械学習の手法を用いて輻射輸送シミュ
レーションの結果からデータを補間し、パラメータ推定する方法を考えた。まず、放出物質の質量、速度、electron

宇宙 X 線の観測データは，統計的なノイズや系統誤差，

fraction を変えて波長依存性を考慮した輻射輸送シミュ

サンプリング時間の非一様性，データギャップなどが生じや

レーションを行った。その結果をガウス過程を用いてパラ

すい．それゆえ，解析結果にエイリアス (偽物の特徴量) がメータの多次元空間で補間する手法を開発した。計算時間

現れやすい．近年，観測量は増え，人力でデータを一つ一つについて、輻射輸送シミュレーションでは１モデルにつき見ることが困難になりつつあるが，天体近傍の強い重力や，

およそ 2〜3 時間程度かかったのに対して、ガウス過程で推磁場や非定常な降着流の理解に繋がる重要な観測量が眠っ定する手法では 0.001 秒程度であり、計算時間の大幅な短ている可能性もある．そこで，本研究では，将来的に特徴量縮に成功した。

の自動抽出を目指し，まずはデータ欠損のある時系列デー

本発表では、本手法の概要と GW170817 の bolometric

タかつ，時間的に等間隔ではない場合でも活用できるよう

light curve に対してパラメータ推定を適用した結果を紹介に，時系列データから周波数空間のパワースペクトルの特する。

徴量を予測することができる再帰型ニューラルネットワー
クを構築した．再帰型ニューラルネットワークとは，層間

1. B. D. Metzger, G. Martinez-Pinedo, S. Darbha et al.

を一方向にしか流れない通常の順伝播型ニューラルネット, MNRAS, 406, 2650, 2010

ワークとは異なり，時間の概念を取り込む事で，前の時刻の中間層の出力が次の時刻の中間層の入力へ再帰するような

コン 23
中性子星でのアクシオン-光子変換の電波信号
大澤 周平 (富山大学 M1)構造を持つ，系列データの扱いに特化したニューラルネッ
トワークである．
機械学習において，実際の観測量を教師データとするにQCD(量 子 色 力 学) ア ク シ オ ン は 1977 年 に Peccei とは，X 線観測の時系列データは均質なものが少ないため，まQuinn によって、QCD における強い CP 問題を解決す

ずは，教師データとして，周波数空間で，べき関数型スペクト

るために初めて導入された。この QCD アクシオンは素粒

ルかつ周波数ごとに位相はランダムを仮定した時系列デー

子物理の標準模型では説明できない暗黒物質の良い候補とタを作成し，作成した時系列データにガウスノイズとデーなる。本講演では、中性子星を使ったアクシオン探査につタ欠損を付与することで，任意の数の擬似的な X 線の強度

いての論文 (参考文献 [1]) のレビューを行う。中性子星の磁変動の時系列データを生成することにした．更に，擬似的気圏で光子が QCD アクシオンに効率的に変換されることなデータでの実証を踏まえて，アメリカの大面積 X 線望遠が可能であることから、中性子星からの電波を観測するこ

鏡 Neutronstar Interior Composition ExploreR (NICER)とで QCD アクシオンのパラメータ空間を高い感度で探るで観測された白色矮星 SS Cygni の実データに学習したモことができる。QCD アクシオンが銀河の静止系で等方であデルを適用した．本講演では，ネットワークの概要と学習

ることと中性子星の磁気圏の構造が Goldreich-Julian モデ

結果，実データへ適用した結果や今後の課題について紹介

ルであることを仮定して、初めて光線追跡アルゴリズムをする．

用いた 3 次元光子フラックスの計算を行い、先行研究 (参考コン 25
3 次元対流効果を取り入れた球対称 1 次元シミュレーション
佐々木 俊輔 (総研大/国立天文台 修士 2 年)

文献 [2]) で現れていた中性子星からの信号の回転依存性が今回の仮定の元で消えてしまうことが明らかになった。最後に、将来実験の SKA でどれくらいの感度で観測可能かを議論する。

大質量星は進化の最終段階に、超新星爆発を引き起こす。

1. Mikaël Leroy, Marco Chianese, Thomas D. P. Ed-

その爆発のエネルギー源は自らの重力で爆縮し解放される

waeds, and Christoph Weniger Phys. Rev. D 101,

莫大な重力エネルギーである。この 10 年で非常に研究が進

123003, 2020.

んでいるが、これらの現象の機構はまだ完全に解明されて

2. Anson Hook, Yonatan Kahn, Benjamin R. Safdi, andいない (e.g., A. Burrows & D. Vartanyan 2020)。ニュー

Zhiquan Sun, Phys. Rev. Lett. 121, 241102, 2018.

トリノの輻射輸送や対流などの複雑な流体現象が爆発に本

10質的な役割を果たしていると考えられ，研究の技術的難易を系統的に解析することで、これまでで最大の総輻射光度度が非常に高いことが理由である。標準的な重力崩壊型の曲線サンプルを構築した。そして求めた総輻射光度曲線か

超新星爆発はニュートリノ加熱により起こると考えられてら、超新星爆発時に放出された物質の質量とその時に合成いる。この機構の解明を目指して詳細なシミュレーション

された 56 Ni の質量を見積もった。さらに流体計算・元素合を行う時、ニュートリノと物質の相互作用を三次元の多く

成計算を行うことで、どのような親星の質量・爆発のタイムの計算グリッドで計算するため，計算コストは莫大なもの

スケールが観測結果から得られた放出物の質量と 56 Ni の質となる。最近の研究では１モデルあたりの計算資源を減ら量を再現するかを調べた。この計算結果と観測の結果を比すため球対称近似を取り入れ、3 次元的な対流の効果を取り較することによって、観測されている重力崩壊型超新星の入れた 1 次元シミュレーションが開発されている ( Müller

56Ni の合成量を説明するためには爆発のタイムスケールが2019、Couch et al. 2020)。

約 0.3 秒以内であることが必要だと分かった。[1]我々の研究目標は超新星爆発の理論研究において最も重1. Sawada & Maeda, ApJ, vol886, 47, 2019

要である爆発を起こす親星の質量の決定である。また爆発のシステマティックな理解を深めることも目的とする。本

コン 27
早期光度曲線から探る IIn 型超新星の放射機構
犬塚 慧子 (京都大学理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 M1)

研究では計算コストを抑えた超新星爆発の多次元的対流効
果を取り入れた 1 次元シミュレーションを行った。その結果、拡散係数が超新星爆発の重要な物理量（爆発のエネル
ギー、ニッケルの生成量、爆発の親星依存性等）に大きな影響を及ぼすことを明らかにした。拡散係数は超新星爆発の質量が 8M⊙ を超える大質量星は、その最期に重力崩壊をモデル計算においてこれまで重要視されていなかったパラ

起こし、超新星爆発を起こす。重力崩壊型超新星の一種でメータである。今後、より正確な第一原理に基づく現象論

ある IIn 型超新星は、スペクトル中に狭い水素輝線が見ら的モデルの開発と爆発メカニズムのシステマティックな理

れ、長期間に渡って通常の重力崩壊型超新星の 10-100 倍の解を進め、より現実的に爆発可能な親星の質量を決定する。

光度を保ち続ける。これは、超新星の放出物と大量の星周

今回は本研究の成果について最終的な研究目標との対応関物質（CSM）の相互作用による特徴と考えられる。しかし、係を中心に紹介し議論する。

IIn 型超新星を説明する上で必要な CSM の密度は、通常の恒星進化理論で考えられるより高く、起源が未解明である。

コン 26
光度曲線の系統的調査に基づく重力崩壊型超新星の爆発機構への制限
齋藤 晟 (東北大学 理学研究科天文学専攻 D1)

また、最大光度も様々な値を持つことも知られており、天体によって放出物の質量やエネルギー、CSM の密度が異なることを示している。この事実より、IIn 型超新星の構造を解明することは、恒星進化論の完成においても重要な役割を果たすと期待される。

初期質量が太陽の約 8 倍以上の大質量星はその一生の終わりに重力崩壊型超新星と呼ばれる大爆発を起こし、放射56Moriya&Maeda(2014) では、超新星の放出物の密度構造

Ni を合成する。これまで重力崩壊型超新星にを仮定して、観測量 (増光時間とピーク光度) から物理量関する様々な理論的・観測的研究がなされてきたが、その(CSM 密度、超新星放出物のエネルギー・質量) を決定する

爆発のメカニズムは未だ詳しくは解明されていない。近年モデルが提唱された。本研究では、仮定していた密度構造の第一原理計算では爆発の再現に成功している例が増えつも含めた放出物・CSM の構造をより詳細に決定することを

つあり、それらの結果は爆発のタイムスケールが約 1 秒以目指して、観測量として色温度の情報を付加することを試上という遅い爆発を示唆している。しかし、このような遅みた。我々の新たなモデルで、超新星放出物の密度勾配と、

性崩壊元素

56

Ni の質量

最大光度や増光時間に関係があることが示された。密度勾(∼ 0.07M⊙ ) を説明することができないことを指摘されて配が小さいと光度が大きいほど温度も高くなるが、勾配が大いる [1]。ただし、この研究では具体的な観測データとの比

きいと光度が大きいものほど温度が低い結果となった。こ較はなされておらず、典型値から一般的な傾向を述べるに

れは密度勾配が大きい時、光球が拡大する効果が無視できとどまっていた。

ず、効率的に冷却されるためである。

い爆発では超新星爆発時に合成される典型的な

そこで我々は爆発のタイムスケールに制限をつけるため

現在、オープンコード SNEC を用いた一次元輻射流体シに、観測されている超新星の 56Ni の合成量に着目した。まミュレーションを行い、モデルと実際に観測された IIn 型

ず、爆発前に外層が剥がれた超新星（stripped-envelope 超超新星の光度曲線との比較に取り組んでいる。本発表では、新星）を対象に、今までに取得された全ての撮像観測データ

最新の研究成果を紹介するとともに、得られた結果につい11

宇野 孔起 (京都大学宇宙物理学教室 M2)て議論を行う。

超新星はスペクトル中の水素輝線の有無で大別される。

コン 28
Ia 型超新星 2019ein のスペクトル合成計算
小川 真央 (京都大学 M1)

中でも水素輝線を持たず、Fe や Si などの中間質量元素の吸収線が顕著な超新星は Ia 型超新星と分類される。Ia 型超新星は近接連星系をなす白色矮星の熱核暴走反応により引きIa 型超新星は、質量降着を受けた白色矮星 (WD) の起こされる爆発である。

熱核爆発によるものであると広く知られているが、爆発

近年、Ia 型超新星のスペクトルに狭く強い水素輝線を付時の燃焼波面の伝わり方はまだ分かっていない。標準的加したような特徴的なスペクトルを示す超新星、Ia-CSM 型

なモデルには、燃焼波面が亜音速な熱伝導によって伝わる

超新星が報告されている。Ia-CSM 型超新星は狭い水素輝

deﬂagration model と、燃焼波面が途中で亜音速から超音線の他にも、長期に渡り Ia 型超新星の 10 倍程度の明るさ

速に変わる delayed detonation model (DD model) の大きを保つという特徴を持つ。これらの特徴は、Ia 型超新星とく２つがある。そしてこの燃焼波面の違いは、WD の爆発

高密度な星周物質 (CSM) の相互作用に由来すると考えられ的元素合成後の元素分布の違いとなって現れ、Ia 型超新星る。しかし、通常の Ia 型超新星を引き起こす系ではこれほのスペクトルに反映される。したがって、爆発後の親星のど大量の CSM は予想されておらず、その起源は未解明であ

組成の理解のためには、スペクトルのモデル計算を行うこる。加えて、観測例の少なさから Ia-CSM 型超新星の詳細とが重要となる。[1]な爆発メカニズムや CSM 構造などもわかっていない。

SN2019ein について、爆発後 2.2 日というかなり初期

我々は 2020 年 9 月 22.6 日 (UT) に発見された Ia-CSMのスペクトルが報告されている。超新星は時間と共に膨張型超新星 SN2020uem について、せいめい・かなた望遠鏡をすることから、爆発初期には最外層でスペクトルが形成さ用いた可視・近赤外の測光・分光観測を行った。2020uem

れる。これを調べることで親星の外側の構造を決定し、燃の光度やスペクトル進化は典型的な Ia-CSM 型超新星と一焼波面の伝わり方に制限を与えることができる。[2]致した。特に、水素輝線強度比から非常に高密度な CSM 構

私たちは、1 次元モンテカルロ輻射輸送計算のコード

TARDIS を用いて、このスペクトルのモデル計算を行い、爆発後の星の密度構造と元素分布を求めた。その結果、星造が示唆される。さらに我々は、発見から約 100 日後にすばる望遠鏡 FOCAS による偏光分光観測を行った。その結果、2020uem は 1 − 1.5 % ほどの波長依存性のない強い偏の最外層は炭素の燃え残りで構成されており、Ca が星の表光度を示すことが明らかとなった。波長依存性のない強い面付近まで多く存在することが分かった。また、最初期の偏光度は、非球対称に分布する高密度な CSM 構造や超新星

スペクトルには Si と Ca の高速吸収成分（High Velocity

周囲のダストがほとんど存在しないことを示唆する。これ

Feature）が見られたが、これは最外層においては超新星放らの観測結果を総合的に勘案した結果、2020uem の CSM

出物質の密度勾配が緩やかになることによって、外側で吸は円盤状に分布している可能性が明らかとなった。

収線を作りやすくなるからだと分かった。ほとんど外側ま

本公演では 2020uem と他の超新星の比較や、CSM 構造

で炭素燃焼が起きていることから、この星は DD model での詳細について議論する。

燃焼波が伝わったということを示唆している。一方で、炭素の燃え残りの層の中にも Si や Ca がわずかにではあるが含まれている点は、既存の DD model では説明できない。
これは、爆発初期の deﬂagration 波による対流がかなり激しく起きていた可能性を示唆する。本講演では、SN2019einのモデルの詳細や、Ia 型超新星の爆発モデルを制限するた

コン 30
r プロセス元素を合成する特異な超新星爆発の観測的特徴
長谷川 樹 (東北大学 修士１年)
近年、中性子星合体からの重力波 (GW170817) に付随し、めの今後の展望を議論する。

電磁波対応天体 (キロノバ) が観測された。これにより、宇1. Iwamoto, K et al., ApJS, 125, 439, 1999

宙における r プロセス元素の起源として中性子星合体が有2. Kawabata, M et al., ApJ, 893, 143, 2020力となったが、銀河の化学進化を説明できない可能性も指摘されており、唯一の起源とは限らない。そこで別の候補として考えられるのが、大質量星の重力崩壊由来でも通常

コン 29
Ia-CSM 型超新星 SN2020uem の測光・分光・偏光
分光観測に基づく CSM 構造の超新星とは異なる爆発メカニズムをもつ場合である。特に注目されているシナリオは、高速の自転と強磁場をもつ親星による、磁気駆動型の爆発である。
我々は、特殊な重力崩壊型超新星において r プロセス元素12が生成された場合の電磁波放射に対する影響を調べた。ま断を行った。結果、NSM 環境で年齢推定ができる ﬂux と、ず 1 次元流体計算で超新星爆発の流体環境を計算し、その結

Ye の不明な残骸において各年齢ごとに Ye 推定の基準とな果を用いて r プロセス元素を加味した輻射輸送計算を行っ

る ﬂux を提示した。さらに未知残骸が NSM 的・SN 的であた。この輻射輸送計算では、通常の超新星でも生成されるるかの推定のために、充分な感度を必要とするものの、新た56

な Ye の診断法を提案した。本講演ではこれらの詳細についNi と、r プロセス元素全体の質量を様々な値に変えて、組
56

成の違いが光度曲線に与える影響を調べた。その結果、 Niて述べる。

の放射性崩壊で光る超新星においても十分な r プロセス元

1. Shinya Wanajo, Bernhard Müller, Hans-Thomas素が合成された場合、高い吸収係数の効果により、特に g バ
ンドや r バンドなど、可視光の短い波長の放射が暗くなり、カラーが赤くなることがわかった。この結果を観測されてJanka, Alexander Heger. Apj 852,40, 2018.
2. C.

FREIBURGHAUS,

J.-F.

REMBGES,T.

RAUSCHER, E. KOLBE, F.-K. THIELEMANN,いる超新星のカラーと比較することで、超新星の r プロセス
元素合成量が約 0.3 太陽質量以下であるという制限を得た。
また、磁気駆動型の超新星のモデルで予想される 56 Ni の合K.-L. KRATZ,B. PFEIFFER, and J. J. COWAN.
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL, 516:381-398,
1999.

成量が少ない超新星では、r プロセス由来の放射性崩壊が主

3. 三輪祐也, 埼玉大学理工学研究科修士論文『中性子星-中要な熱源となる可能性もある。本講演では、そのような新性子星合体残骸からの r-process 元素崩壊による核ガン

しい超新星シナリオの観測的特徴についても議論する。

マ線の推定』,2020

コン 31
中性子連星合体残骸からの核ガンマ線放射スペク
トルを用いた合成重元素核の診断
大住 隼人 (秋季から 埼玉大学理工学研究科 M1
予定)

コン 32
キロノバのスペクトルで探る r-process 元素合成の痕跡
土本菜々恵 (東北大学 理学研究科天文学専攻 M2)

宇宙に存在する元素のうち 56 Fe より重い中性子捕獲元素

速い中性子捕獲元素合成 (r-process) の起源は未だ解明さの合成過程は主に s-process と r-process の 2 つがあり、特れておらず、その有力な候補が連星中性子星合体である。

に後者は唯一209

Bi 以上の元素を合成できるとされている。

連星中性子星合体が起こると中性子星の一部が放出され、この過程では、中性子過剰環境において中性子捕獲が β 崩

r-process で合成された原子核の放射性崩壊によって電磁波

壊よりも短いタイムスケールで起こることで急速に合成が放射 (キロノバ) が引き起こされる。2017 年に連星中性子星

進む。r-process の進行度は環境の中性子の割合によって変合体からの重力波 (GW170817) とそれに伴うキロノバが観化し、電子分率が低い環境 (Y e < 0.25) でより重い元素が測され、確かに中性子星合体で r-process が起こっているこ

合成される。その有力候補は、重力崩壊型超新星爆発 (SN)とが確認された。しかし、唯一同定が報告されているストと中性子星合体 (NSM) の 2 つがあるが、前者は Ye が低い

ロンチウム [1] を除き、実際にどの元素がどれほど合成され環境が実現されにくいという理論予測もあり [1]、後者が有たかは明らかになっていない。

力視されている。しかし観測的には、NSM 重力波天体から

我々はキロノバのスペクトルを用いた元素の同定に向け、の赤外線観測等の証拠はあるものの、未だ直接的な核合成

中性子星合体の放出物質における現実的な元素組成を考慮の証拠はつかみきれていない。NSM で合成された元素が崩した輻射輸送計算を行った。その結果、軽い元素が支配的

壊し放射された核ガンマ線は、NSM 残骸が爆発直後の光学な元素組成モデルにおいて、ストロンチウムの吸収線が確的に厚い時期は観測されにくいが、薄い時期に入ると観測かに現れることを確認した。またこのモデルでは、同時にが可能になる。

強いカルシウムの吸収線も現れた。これはカルシウムとス

先行研究 [3] では r-process 元素崩壊シミュレーションがトロンチウムが共に比較的電子割合の高い物質でよく合成開発され、NSM や SN の残骸からの核ガンマ線放射が計算され、それらの原子構造もよく似ているためである。これされた。r-process で合成された重元素の総質量は 0.01M⊙

により、ストロンチウムとカルシウムの吸収線を放出物質

または 0.05M⊙ を仮定し、断熱膨張モデル [2] を使用していの物理状態のトレーサーとして使えることがわかった。結る。崩壊には JENDLE/DDF-2015 の核データベースを用

果を GW170817 のスペクトルと比較することで、これらのい、元素崩壊と核ガンマ線輻射量を計算している。

元素の質量割合比やエントロピーに制限をかけられること

本研究では、前述したシミュレーションで推定された核ガを示す。

ンマ線放射をもとに、その ﬂux 比から残骸年齢・環境の診

一方、ラインの強さは放出物質内の元素組成分布と温度13伊藤 潤平 (京都大学 M1)に強く依存している。講演では他の元素組成と重元素の吸収線についても議論する。

激変星は、白色矮星 (主星) と低温星 (伴星) から成る近接連星系で、Roche lobe を満たす伴星から流れ出したガスが

1. Watson et al., Nature, 574, 497, 2019

主星の周りに降着円盤を形成している。特に降着円盤の熱的不安定性より準周期的な増光 (アウトバースト) が起こる

コン 33
食を用いた IW And 型矮新星のアウトバースト機
構の検証柴田 真晃 (京都大学 M2)

天体を矮新星と呼ぶ。多くの矮新星の軌道周期は 10 時間以
下であるが、それより長い軌道周期を持つ矮新星も少数ながら存在することが知られている。このような系は伴星が準巨星に進化し Roche lobe を満たすことで質量輸送が起こ

矮新星は白色矮星（主星）と低質量星（伴星）からなる近るとされる [1]。

接連星系であり，ロッシュローブを満たした伴星から輸送

長軌道周期矮新星のアウトバーストは、一般の矮新星のそされたガスが主星の周囲に降着円盤を形成する。矮新星でれに比べ、1) 増光幅が小さい、2) 増光速度が遅い、3) 頻度

は準周期的に outburst が観測され，これは円盤が高温状態が低い、4) 継続時間が長い、といった特徴が見られる。しと低温状態を行き来する円盤不安定性モデルで説明されてかし、長軌道周期矮新星 GK Per のアウトバーストも一般きた。しかし，近年，中間的な明るさの状態（standstill）の的な矮新星と同様に円盤の不安定で説明できることが示さ

後に減光せず outburst を起こす，矮新星としては特異な変れた [2]。また、長軌道周期矮新星のアウトバーストの特徴

動を示す天体が見つかっており，IW And 型矮新星と呼ばは伴星が準巨星であること、降着円盤の半径が大きくなるれている。現在この光度変動を説明するものとしては，伴こと等と関連している可能性が示されている [3]。しかし、星からの質量輸送率が急激に増加するモデル [1]，円盤の質

このような系で降着円盤の半径と温度分布がアウトバース

量降着率が変化するモデル [2], [3] の 2 つが考えられていトを通じどう変化するか等は観測的には明らかではない。

る。円盤半径の時間変化を追うことでモデルの判別が可能

ASASSN-19rx は長軌道周期矮新星の中で食を示す唯一となる。

の系である。我々は 2019 年 8 月のアウトバーストの測光結

我々は食を持つ IW And 型矮新星 AC Cancri の解析を果に対し食を用いた降着円盤構造のモデリングを行う。精行った。AC Cancri は Kepler 衛星の K2 mission により度の良いモデリングの為にせいめい望遠鏡の分光観測から集中した観測がなされており，その期間の食の時間変化を得られた伴星のスペクトル型や視線速度等の情報を用いる。

調べた。食のモデル計算の結果，円盤半径は outburst の開

これによりアウトバースト中の降着円盤の半径と温度分布始時に増加した後，減少することがわかった。これは円盤のの時間変化を追い、それが一般的な矮新星とどう異なるか

質量降着率が変化するモデルを支持する結果である。また，
本天体では primary eclipse だけでなく，secondary eclipse

調べる。
本発表は始めに、Kimura et al.(2018)[3] のレビューを行も観測されており，我々は secondary eclipse の解析手法を

い、長軌道周期矮新星に対する現在の理解を述べる。その新たに開発し解析を行った。両者の結果を比較することで，円盤の高温領域の大きさを見積もることが可能となり，そ後、ASASSN-19rx の現状の解析結果と今後の研究の指針を報告する。

の結果 standstill で円盤外側に低温領域が存在することが示唆された。本講演では，上記の結果について報告し，IW

1. Kalomeni et al., ApJ, 833, 83, 2016

And 型矮新星の理論モデルの検証を含めて議論する。

2. Kim et al., ApJ, 384, 269, 1992
3. Kimura et al., PASJ, 70, 78, 2018

1. Hameury, J.-M., & Lasota, J.-P., A&A, 569, A48,
2014

コン 35
矮新星における降着円盤の位相変化による周期変動解析
関 亮輔 (芝浦工業大学理工学研究科システム理工学専攻 M2)

2. Kato, T., PASJ, 71, 20, 2019
3. Kimura, M., et al., PASJ, 72, 22, 2020

コン 34
異常に長い軌道周期を持つ矮新星 ASASSN-19rxのアウトバーストメカニズム

矮新星とは白色矮星 (主星) と低質量星 (伴星) が、互いの共通重心を公転する近接連星系であり、準周期的な増光現象(アウトバースト) を繰り返す。矮新星ではロッシュローブを満たした伴星のガスが主星の周囲に輸送され降着円盤を14

形成し、円盤の熱的不安定性によって増光現象が発生する。

し，降着円盤内の輝線強度マップを作成した。これを，多色矮新星の明るさは主星での核融合反応によるものと、伴星測光観測から得た降着円盤の高度マップ [3] と比較すると，からのガスが降着円盤に流入する点 (hot spot)、降着円盤

円盤内部で高度が盛り上がっている位相が，He II 4686Å

からの放射によるものが観測される。これらの明るさは矮の輝線強度が強い位相と一致することがわかった。これは，新星の公転運動によって周期的に変化する。

中心部からの輻射によって降着円盤内の盛り上がった部分

矮新星 V1504Cyg は Kepler によって 2009 年 6 月から約が加熱され，He II 輝線を放射しているからであると推察さ3 年半の間可視光観測された天体であり、軌道周期とそれれる。

よりも数％短い negative superhumps という周期が確認さ1. Kato, T., PASJ, 67, 108, 2015

れている。negative superhumps は円盤が傾斜している事

2. Araujo-Betancor, S., et al., A&A, 430, 629-642, 2005

で発生する現象と考えられている。また、他の矮新星で円盤が傾斜している事のもう一つの証拠として super-orbital

3. Uemura, M., et al., PASJ, 64, 92, 2012

signals が報告されており [1]、本研究では V1504Cyg のsuper-orbital signals の解析を目標としている。V1504Cygの super-orbital signals の周期は約 3 日である事が計算から分かったが、直接その存在を確認できなかったため、光度曲線を軌道周期で folding する事で間接的に確認を行った。
結果は降着円盤の位相変化と共に光度の最大値の位相が変コン poster1
ラインフォース駆動型円盤風の輻射流体シミュ
レーション；超高速アウトフローの起源
植松正揮（筑波大学数理物質科学研究群物理学学位プ

ログラム M1）化している様子を確認した。これは円盤が公転面から傾いて歳差運動している事から説明でき、super-orbital signals

一部の活動銀河核で観測される青方遷移した鉄の吸収の存在の証明となる。

線は、光速の 10 ％程度の速度を持つ超高速アウトフロー(Ultra Fast Outﬂow; UFO) の存在を示唆する。UFO はお1. Kimura et al., 2020, PASJ, 72, 22

よそ半分のセイファート銀河で検出されることが報告されているが、その駆動機構は未だ不明である。UFO の起源とコン 36して有力と考えられているのがラインフォースによって駆V455 And 2007 Superoutburst の分光観測
反保 雄介 (京都大学宇宙物理学教室 D1)

動される円盤風である。ラインフォースとは中間電離状態
もしくは低電離状態にある金属元素に紫外線が照射される

矮新星は，白色矮星 (主星) と低質量星 (伴星)，伴星から状況で効果的になり、円盤表面からのガスの噴出流である円主星へと輸送されたガスによる降着円盤からなる近接連星

盤風を生成する。これまでのラインフォース駆動型円盤風系である。この系では，アウトバーストと呼ばれる増光現象のシミュレーション研究では、典型的なブラックホール質量が観測される。特に，質量比 (=伴星質量/主星質量) の最も(108 太陽質量) や放射効率 (0.5) でのみ実施された（Proga

小さな矮新星は，WZ Sge 型矮新星と分類される [1]。WZ

et al. 2000、Proga and Kallman 2004）。

Sge 型矮新星アウトバーストの初期 10 日程度には，軌道周

しかし、本講演でレビューする Nomura et al. (2016) で期とほぼ同一の周期を持つ光度変動 (early superhump) がは、幅広いパラメータにおけるシミュレーションを行い、ア観測される。

ウトフローの速度や電離度、柱密度を求めることで、ライン本講演では，2007 年に観測された V455 And の super-

フォース駆動型円盤風の発生条件、さらには青方遷移した

outburst の分光観測結果を報告する。本天体は，アウト鉄の吸収線の検出確率を系統的に評価した。その結果、放バースト初期から終了後までにわたる密な分光観測が行わ

射効率が 0.1-0.7、ブラックホール質量が 106 − 109 太陽質れた。解析の際に必要となる軌道周期などの連星系のパラ量の場合、UFO が検出されることが明らかになった。そのメーターは，[2] によって求められたものを採用した。ア

際、UFO が検出される立体角（観測確率）は 13-28 ％であウトバースト中のスペクトル進化と，測光観測から得られると見積もられた。これは X 線観測から示唆されている約るアウトバーストの進行ステージを比較したところ，early

40 ％ (Tombesi et al. 2011) とおよそ一致する。質量流出

superhump が消失するにつれ，バルマー輝線が single peak

率と運動エネルギー流出率も Tombesi et al. (2012) の観測から double peak へと変化したことを確認した。これは，結果と矛盾しないことが分かった。

アウトバーストの進行とともに，降着円盤構造が変化した

コン poster2
ブレーザーによる高エネルギーニュートリノ放射ことに由来すると考えられる。さらに，アウトバースト初期のデータに Doppler tomography と呼ばれる手法を適用

15

松井

理輝 (東北大学 理学研究科 天文学専攻

人見 拓也 (筑波大学 数理物質科学研究群 物理学
学位プログラム M1)

M1)
最高エネルギー宇宙線の起源の解明は、宇宙物理学におけ活動銀河核 (Active Galactic Nucleus; AGN) のブラッる重要な課題の 1 つである。高エネルギーの宇宙線陽子はクホール降着円盤は電波からγ線まで幅広い放射をする。

他の粒子との相互作用から高エネルギーのニュートリノを

X 線は円盤最内縁付近の高温領域から発せられており、ま生成することが知られており、ニュートリノ観測がこの問た電波では Event Horizon Telescope (EHT) によりブラッ

題を解く手がかりである。南極の大型ニュートリノ検出器

クホールの事象の地平面スケールの撮像分解観測がされIceCube によって、天体起源とされる sub-PeV エネルギー

るようになってきた。一般相対論的多波長輻射輸送コードのニュートリノが、全天に渡って拡散的に検出されている。

RAIKOU はブラックホール近傍において電波から X 線ましかし、普遍的な起源天体を同定するには至っていない。

での多波長を高精度に取り扱うことができる数値計算コー

起源天体の候補にブレーザーと呼ばれるものがある。ブドである。本講演では RAIKOU を解説した Kawashima

レーザーとは、電波で明るい AGN の一種で、相対論的

et al. in prep. のレビューをする。[1]

ジェットが視線方向を向いた天体である。またブレーザー

光子が輻射輸送過程で受ける効果は、放射・吸収・散乱のは、宇宙における主要な γ 線源であり、ジェットによる宇宙

3 つである。ブラックホール近傍での主要な効果は制動放線加速の現場でもあると考えられている。これらの高エネ

射/吸収、シンクロトロン放射/吸収、そしてコンプトン/逆ルギー光子および陽子から、光中間子生成と呼ばれる反応

コンプトン散乱である。RAIKOU は熱的/非熱的電子両方でニュートリノが生成される。本公演では、そのようなプにおけるこれらの素過程すべてを扱うことができる。また、ロセスを系統的に調べた論文 Murase et al. 2014[1] につい

光子の軌道を高精度に解くことで、擬似撮像観測が可能でてレビューを行う。この論文は拡散ニュートリノのスペクある。散乱の影響が無視できる電波帯の擬似観測イメージ

トルを計算することで、主に次のことを示した。(1) 簡単なの作成にはレイトレーシング法を、無視できない X 線など

ブレーザーモデルでは、IceCube 観測の sub-PeV の強度をの計算にはモンテカルロ法を用いる。[2]

説明することは難しい。(2) ブレーザーから 0.1∼1EeV の

本 発 表 で は 、RAIKOU の 信 頼 性 を 確 か め る た め に

拡散ニュートリノが放射されることが予想され、これは次

Kawashima et al. in prep. で行われたテスト計算の結世代の検出器で観測可能なフラックスである。これらの理果を２つ紹介する。一つ目は、低温の熱的放射源で生成さ解に至る過程を議論する。

れた光子が、周囲の高温プラズマによって逆コンプトン散

一方で、後の論文 [2,3] によって、１つのブレーザーが乱されるテストである。その結果、Dolence et al. (2009)

ニュートリノ起源天体として同定された。このことからブと同様の輻射スペクトルを得ることに成功した。二つ目は、レーザーは、より高エネルギー帯域ニュートリノの主な起放射非効率降着流 (RIAF) の電波帯の撮像イメージの計算

源天体として有力視されている。私は、各天体ごとの EeVである。その結果、EHT と同様のイメージが得られた。こニュートリノ観測可能性について、次世代検出器を想定しのコードを用いて、降着円盤とブラックホールスピンの回た研究していく予定である。

転軸が一致していない場合に Lense-thirring 効果で歳差運動する降着円盤のスペクトルを計算することで、ブラックホール天体の準周期的光度変化や非定常ジェットの起源を

1. K. Murase, Y. Inoue, C.D. Demer, Phys. Rev. D, 90,

解明できる可能性がある。[3]023007, 2014
2. IceCube Collaboration et al., Science, 361, 147,

1. Authors1, journal1, vol1, pages1, year1

2018a

2. Authors2, journal2, vol2, pages2, year2

3. IceCube Collaboration et al., Science, 361, eaat1378,

3. Authors3, journal3, vol3, pages3, year3

2018b

コン poster4
最内縁安定円軌道半径内部の応力がブラックホー
ルスピンの推定に与える影響
大野 翔大 (筑波大学大学院 数理物質科学研究群
物理学学位プログラム M1)

コン poster3
一般相対論的多波長輻射輸送コード (RAIKOU) を用いて探る活動銀河核中心ブラックホールの周辺
描像

ブラックホール降着円盤では、ブラックホールの極近傍から X 線が放射されると考えられている。X 線スペクトル16から放射温度を推定し、円盤モデルと結びつけることでブくは単発である。また数日間にわたる 残光 が見えるもの

ラックホールの質量やスピンが見積もられている。降着円

や、ガンマ線バーストとほぼ同時に観測されたものもある。

盤内を落下し、最内安定円軌道 (innermost stable circular

2020 年には近傍のマグネター SGR 1935+2154 から FRB

orbit; ISCO) より内側に到達したガスは、安定した円軌道

200428 が観測され、一部の FRB はマグネターに由来するを維持できず、ブラックホールに向かって落下する。従来ことが示されている（The CHIME/FRB Collaboration et考えられてきた標準降着円盤モデル (Novikov & Thorneal. 2020）。こうした特徴を説明するためにこれまで多数の1973)[1] では、ISCO 半径以下の領域で応力がゼロとしてモデルが提唱されてきた。しかし、いずれも観測でわかっきた。しかし、近年多くの一般相対論的磁気流体 (generalている全ての特徴を説明できるものではない。

relativistic magnetohydrodynamic; GRMHD) シミュレー

本講演では、現在も盛んに議論が行われているこの現象にションが実施され、ISCO 近傍やその内部に磁気応力が存在

ついて、Zhang et al. 2017 [1] を中心に紹介する。この論文することが明らかになってきた。

では、パルサー磁気圏に別の天体から放出されたプラズマ流

Beckwith et al. (2008)[2] では、ISCO 以内での応力の存が衝突し、磁気圏の磁場やプラズマが掃き集められ”comb”

在がブラックホールのスピンの推定にどのような影響を与構造を形成し、そこで磁気リコネクションによる粒子加速

えるのかを調べた。本講演ではこの論文のレビューをする。

が起き FRB 放射が生じる、という状況を考えている。プ

この論文では、ブラックホール降着円盤の 3 次元 GRMHD

ラズマを放出する天体にさまざまなものを想定できるため、シミュレーションの結果をもとに、ISCO 以内で応力及びエ個々の観測に適用しやすい利点がある。プラズマ流とパル

ネルギー散逸のあるモデルを構築した。さらに、一般相対サー磁場のエネルギーを比較した結果、非相対論的な速度

論的輻射輸送計算を実施し、放射温度を求めてスピンを測のプラズマ流でも十分 comb 構造を形成しうることが示せ

定し、ISCO 以内で応力のないモデルとの比較を行なった。

た。これは、FRB の比較的高い観測頻度を説明できる。

その結果、ISCO 以内に応力のあるモデルの方がスピンの推

このモデルで想定する磁気リコネクション加速による粒定値が小さくなることが明らかになった。これは、応力の子の最大エネルギーを見積もると、γ ∼ 106 の高エネルギーないモデルの放射エッジ半径 (その半径より外側で観測者にとなった。このような粒子からの放射は電波以外の FRB カ

届く光の 95% が放射される) が ISCO 半径程度になるのに

ウンターパートになり得る。また、高エネルギー宇宙線の対し、応力のあるモデルでは放射エッジ半径が ISCO 半径

起源となる可能性もある。これらを今後の私の FRB 放射機より内側となり、放射温度が約 2 倍と高温になるからであ構の研究に繋げていきたい。

る。観測角度を変えてもこの結果は変わらない。この研究

1. Zhang, B. et al. 2017, ApJL, 836, L32Z

では比較的降着率の小さい低光度ブラックホール降着円盤を対象としていたが、高光度降着円盤を対象とする場合はコン poster6「すざく」衛星による低質量 X 線連星 EXO
一般相対論的輻射磁気流体シミュレーションが必要となる。
0748−676 の dips/bursts の解析
1. Novikov, I.D., Thorne, K.S., in Black Holes, eds. C.
中間 洋子 (東京工業大学 M1)
輻射による加熱・冷却、輻射による力が無視できないため、

De Witt and B. De Witt (New York: Gordon &中性子星表面から放射される X 線のスペクトル解析によBreach), 343, 1973

り、中性子星を作る核物質の状態方程式に制限を与えるこ

2. Beckwith K., Hawley J. F., Krolik J. H., MNRAS,とができると期待されている。そのため、X 線連星系に属

390, 21, 2008b

している中性子星に着目してきた。本発表では X 線天文衛
星「すざく」のアーカイブデータを利用した。X 線連星系

コン poster5
高速電波バースト”Cosmic Comb”モデルの概観
金 滉基 (東北大学 理学研究科天文学専攻 M1)

EXO 0748-676 のスペクトル解析結果について報告する。
定常放射に関する解析は、すでに出版されているため [1]、
本研究では、X 線バーストと dip を解析対象とした。「すざ高速電波バースト（Fast Radio Burst, FRB）は、∼ 数く」による EXO 0748-676 の観測は 2007 年 12 月 25 日か∼ 10 erg にも達すら約１日間行われ、有効観測時間は 46 ksec、光度はやや暗る電波パルスが観測される現象である。2006 年の初検出

い a few 1036 erg/sec であった。このライトカーブに現れ（Lorimer et al. 2007）以降多数の観測があり、全天での観る dip 中のスペクトル解析及び４回観測された X 線バース

ms のごく短期間にエネルギーが 10

測頻度は ∼ 2500 day

−1

37

40

にも及ぶ。また、その様相は多岐に

ト中の吸収線探索を行った。X 線連星系では伴星の物質がわたる。FRB 121102 のようなリピーターがある一方、多中性子星周りに降着円盤を形成し、時折 dip という現象を

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引き起こす。Dip は降着円盤の外縁の分厚い部分により中参考文献

性子星近傍からの X 線放射が、ある期間遮蔽・吸収される現象であり、降着円盤外側の構造や X 線放射領域の広がり[1] Abbott, R., et al. 2021, ApJ, 915,L5

に関する情報を含んでいる [2]。一方、X 線バーストは磁場[2] Tanaka, M., et al. 2014, ApJ, 780, 31が弱い中性子星表面に降着円盤の物質が降着した物質が突[3] Kawaguchi, K., et al. 2016, ApJ, 825, 52

発的に引き起こす熱核反応の暴走現象であり、X 線で光度[4] Foucart, F. 2012, Phys. Rev. D, 86, 124007

が桁違いに増加し、数十秒のタイムスケールで減少していく。[3]。X 線バーストに伴い、鉄などの重元素が生成されコン poster8

るため、それらの元素による吸収線の形成が期待されていBlandford-Znajek 機構によるブラックホールの回る。X 線バースト中の吸収線の見かけのエネルギーから重転エネルギーの抽出
原良 (新潟大学宇宙物理学研究室 M1)

力赤方偏移がわかるため、中性子星の質量半径比、引いては状態方程式に制限が加えられると期待されている。

活動銀河核（AGN）では、中心付近のコンパクトな領域

1. Zhang et al. ApJ, 823, 131, 2016から銀河全体やそれ以上に匹敵する高エネルギーの放射が2. White, N.E. and Swank, J.H., ApJ, 253, L61, 1982

観測されている。AGN の中には、ジェットと呼ばれる構造

3. Woosley, SE and Taam, R.E., Nature, 263, 101, 1976が見られるものもある。ジェットは光速近くまで加速され、

Mpc スケールまで伸びていることもある。ジェットのエネ
ルギー源は、銀河中心に存在する超巨大ブラックホールでコン poster7
ブラックホール・中性子星連星合体におけるキロ
ノヴァ/マクロノヴァ放射モデル
西浦 怜 (京都大学大学院理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 天体核研究室 M1)あると考えられている。しかし、ジェットがどのようなメカニズムで光速近くまで加速されるのか、どのようにして

Mpc スケールに渡ってジェットの絞られた構造が維持されているのか、など未解決問題も多く残されている。
ジェットの駆動機構の候補の一つとして、Blandford-

Znajek 機構が考案されている。これは、定常的に回転しブラックホール・中性子星連星 (BH-NS 連星) の合体は地ている Kerr ブラックホールの回転エネルギーを電磁場を上重力波検出器で観測できる重力波源の 1 つである [1]。さ用いて引き抜くというメカニズムで、R.D.Blandford とらに、BH-NS 連星の合体はショートガンマ線バーストやキ

R.L.Znajek により提唱された。

ロノヴァ/マクロノヴァなどの電磁波対応天体を伴うことがこの講演では、[1] の文献を中心に、BZ 機構について紹期待される。中でもキロノヴァ/マクロノヴァは数値相対論介する。

の結果を用いた輻射輸送シミュレーションなどにより研究されている [3]。このような理論的に導出された結果と観測

1. R. D. Blandford and R. L. Znajek.Mon. Not. R.

結果を結びつけることにより、ブラックホールのスピンやastr. Soc. 179, 433-456.(1977)

BH-NS 連星の質量比などのパラメータに制限をつけること

2. A.Tchekhovskoy.ASSL,volume414. chapter3.(2015)ができる。しかし、輻射シミュレーションには多くの計算

3. R.Blandford, D. Meier, and A. Readhead .ARAA.

機資源が必要であるという問題がある。

57：467-509.(2019)

本講演では、輻射輸送シミュレーションの結果を再現する

コン poster9
初期宇宙の超巨大ブラックホール形成〜
hyper-Eddington 降着率の実現性〜
鈴口 智也 (京都大学理学研究科物理学・宇宙物理学専攻天体核研究室 M1)

準解析的モデルを作る [3] のレビューを行う。まず BH-NS
連星合体の放出物の質量、速度に対するフィッティング公式[4] を改良する。さらに、放出物に異方性がある場合にキロ
ノヴァ/マクロノヴァの光度曲線を求める準解析的なモデルを作り、フィッティング公式と組み合わせることにより、輻
射輸送シミュレーションの結果を再現した [3]。BH-NS 連

本講演では [1] のレビューを行う。

星の質量比など、様々なパラメーターごとに準解析的モデ

初期宇宙（z ≥ 6）には質量 109 M⊙ 以上の超巨大ブラッ

ルと輻射輸送シミュレーションを比較した結果、各バンド

クホール（SMBH）の存在が数十例確認されている。そ帯において、放射光度 ∼1 mag の誤差に収まった。このよの形成過程には様々な説があり、有力な説の一つとしてうに、本研究で導出した準解析的モデルは輻射輸送シミュ

102 M⊙ − 104 M⊙ の種ブラックホール（BH）に質量を急速

レーションの結果と良く一致し、観測の解釈に有用である。

に降着させ、成長させるというシナリオが提案されている。

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通常の球対称降着では、輻射の効果により降着率には上限

熱などの影響でエディントン降着率よりもっと低い降着率が存在する（Eddington 降着率 = ṀEdd ）ため、降着率を大まで抑制される可能性もある。種 BH から超大質量ブラッ

きくするのは簡単ではない。非球対称の場合も同様で、例

クホールにどのように成長したかは未だ分かっていない。

えば、[2] では中心星からの輻射の効果を入れた 2D シミュ

Milosavljevic et al(2009) では、輻射の影響を考慮してブレーションを行っているが、このときの質量降着は降着期

ラックホールへの降着流の構造について調べた。その結果、と非降着期が交互に現れるような描像になっており、その輻射による加熱及び輻射圧の影響で降着率がエディントン

平均降着率は ṀEdd 程度に抑えられている。

降着率よりもっと低い降着率まで低下するという結果を得[1] では [3] に従い、電子散乱によって輻射がガスに捉えた。ここでは、Milosavljevic et al(2009) のレビューを行られる効果（photon trapping）を加えて 1D 球対称シミュ

い、種ブラックホールへの降着における輻射フィードバッ

レーションを行うことで、降着率が 5000ṀEdd を超えるよクの影響を議論する。

うな安定な解（hyper-Eddington 降着）を発見している。こ1. Milosavljevic M, Bromm V, Couch S ., 2009,のとき、中心コアでは photon trapping によって輻射が中

Apj,698,766心星に落下しているため、外側エンベロープでは輻射圧を無視でき、降着率は輻射加熱によるガス圧と重力の比較によって決まる。実際、この解が実現する条件は、ガス圧の効
果を無視できる領域の半径（Bondi 半径）が、ガス圧の効果が重要になる HII 領域の半径よりも大きくなることとして説明されている。

[1] では更に、この解を初期宇宙における種 BH に適用し、初期質量に依らず最大 105 M⊙ 程度まで成長させられることが示されている。これ以降は ṀEdd を下回る降着であっても 109 M⊙ 程度の SMBH を z ≥ 6 に作ることができ、観測された SMBH の形成が説明できる。

1. Inayoshi K., Haiman Z., and Ostriker J. P., MNRAS,
459, 3738, 2016
2. Park K. and Ricotti M., ApJ, 739, 2, 2011
3. Begelman M. C., MNRAS, 187, 237, 1979

コン poster10
種 BH への降着における輻射フィードバックの影響
藤村 大夢 (東北大学 天文学専攻 M1)
EHT の観測により、M87 の中心にあるブラックホールが観測された。このような銀河中心に位置しているブラック
ホールは超大質量ブラックホールと呼ばれ、およそ 106 M⊙
以上の質量を持つことが知られている。超大質量ブラック
ホールは赤方偏移 z∼7 の初期宇宙に存在していることが分かっている。この観測事実から、初期宇宙において巨大天体を急速に形成するプロセスが求められている。恒星質
量程度のブラックホール (種ブラックホール) から超大質量ブラックホールに成長するというシナリオがある。この場
合、観測事実を満たすために輻射圧と重力の比から求まるエディントン限界降着率程度で常に成長し続けることが要請されるが、エディントン降着率で常に成長するのは現実的な環境では困難である可能性があり、さらに輻射による加19