コンパクトオブジェクト

a 講演 (a1–22)

1

分後にはアフターグローと呼ばれる放射が観測されるようになる。これを観測することで、GRB を出すとされるジェットのSuzaku/HXD-WAM を用いた GRB データの系

開き角や天体周りの星間物質の密度を知ることができる。つま統解析
千葉 友樹 (埼玉大学り、アフターグローに関連する重要なパラメータを制限するこ

田代・寺田研究室 M1)とができる。また、GRB の強度には角度依存性があり、ガン

ガンマ線バースト (Gamma-Ray Burst: GRB) とはビックバン

マ線検出器では見えないこともある。重力波のみでのアフター以降宇宙最大の爆発現象であり、放射機構などは未だ謎の多いグローの予言で、より多くの情報が得られると期待される。

天体現象である。この謎に迫るために、GRB における統一的特以上のことからわかるように、追観測を素早く行うことは連徴を探る系統解析を多数のサンプルに対して行うことが重要で

星中性子星合体に関わる情報を最大限得るためには重要であある。Suzaku/HXD-WAM(Wide-band All-sky Monitor) はる。そのためには、イベントの位置を知ることが不可欠である。

HXD を 4 つの面で囲むように構成され、ほぼ全天の半分とい

重力波検出器が複数台稼働していると、信号の到達する時間差2

う広視野、50―5000 keV の広いエネルギー帯域と 400 cm @1

から天体の位置を特定することが可能である。しかし現在採用

MeV の広い有効面積を活かし、2005 年から 2015 年までの観されているデータ解析手法では、この位置決定に 90 秒程度時

測期間で 1400 もの GRB を検出した。2005 年から 2010 年ま間がかかる。最大限の情報を得るためには、より高速なアルゴ

でに WAM で検出され到来方向の分かっている GRB に関して

リズムを考えることが必須である。

は先行研究 (Ohmori et al. 2016) で系統解析が行われており、別の解析パイプラインで用いられている [1] の手法を現存の

GRB の継続時間を表す T90 とスぺクトルハードネス比との間位置決定パイプラインに応用することにより、位置特定を数秒に、継続時間が長いイベントは軟 X 線が強く、短いイベントは程度に高速化することが可能である。本講演では [1] の論文の

硬 X 線が強いという傾向が確認できた。

レビューを行い、今後行っていく研究の展望を述べる。

本研究ではまず、先行研究では解析が行われていない期間で

1. K.Cannon PRD 75, 123003 (2007)

ある 2011 年から 2015 年までに WAM と Swift 衛星によって同時検出され到来方向が決まった 81 個の GRB の系統解析を3行い、T90 とハードネス比の分布を求めた。解析の結果、継続時間の短い方が硬 X 線が強く観測されるという先行研究の傾向

宇宙再電離を反映した GRB 残光スペクトルの予測と矛盾しない結果が得られた。また、藤沼洸修士論文によって馬場 亮太 (東京大学天文学教室 M1)開発された GRB 到来方向決定方法に関して新たな精度検証を

宇宙史を考える上で、宇宙再電離期の解明は現在の大きな研究行った。この決定法は 2 つの WAM 面のカウント比を用いてテーマの一つとなっている。今まで様々な研究が行われてきた

WAM 単独で到来方向を決定するものである。これにより到来が、最近注目されているのが GRBs(gamma-ray bursts) を用

方向が不明なため先行研究では解析が行えなかった GRB のス

いた研究である。近年、遠方での GRB とその残光が観測されペクトル解析が可能となるので、解析サンプルの増加が見込めた。GRB は最も明るい光を放つ天体現象であり、遠方から届る。検証では到来方向決定精度のよい Swift 衛星で決まった到

く残光のスペクトルを解析することにより宇宙再電離の影響を来方向と WAM 単独決定法を用いて決まった到来方向とを比考えることができ、宇宙再電離期に制限を付けることができる。

較した。その結果、藤沼洸修士論文では決定精度が悪いとされこのアイデアは論文 [1] で議論されている。

ていた WAM2 面が一番明るいイベントでも、ライトカーブの本研究では、宇宙再電離のシミュレーション結果を用い、今ピークカウントレートが 1,000 counts/sec を超える場合は十分

後遠方からの GRB の残光が観測された際にどのようなスペクに高い位置決定精度を得られるとわかった。

トルが得られるかの予測を行う。この予測が正しければ現在考えられている宇宙再電離のモデルの正当性が強まり、正しくな

1. Ohmori , N. et al., 2016, PASJ, vol. 68, S30-6

ければ宇宙再電離の新たなモデルを考える必要性が生まれる。

2. K. Yamaoka et al., IEEE Trans. Nucl. Sci., vol. 52, no.

発表では主に論文 [1] のレビューを行った上で、研究の現状

6, p.2765-2772, 2005

2

および今後の展望について述べる。

重力波による位置特定の高速化
筒井 拓也 (東京大学

1. Totani et al.(2006) 2006PASJ...58..485T Totani, T.,
Kawai, N., Kosugi, G., et al. 2006, pasj, 58, 485

宇宙理論研究室 M1)

昨年、連星中性子星合体から放出された重力波が検出され、マ4

ルチメッセンジャー天文学への期待が膨らんだ。マルチメッセ
ンジャー天文学のターゲットの一つとして短いガンマ線バース

銀河中心ガス円盤におけるブラックホールの力
学的進化〜円盤中の合体条件〜
竹澤 多聞 (筑波大学

ト (sGRB) がある。これは連星中性子星の合体が起源と思われており、重力波検出器でも観測できる。GRB が起きると、数宇宙理論研究室 M1)

一般相対性理論によって存在が予言されていた重力波の初検出

1

が 2016 年 2 月に発表された。解析の結果、この重力波はおよ

ションの開発に着手した。すでに我々の研究室が所有する、

そ 36 M⊙ と 29 M⊙ の 2 つのブラックホール (BH) が合体

モンテカルロ法を用いて光子の伝播と相互作用を数値的に計したときに発生したものである事が判明した。しかし、地球か算するシミュレーションコード (Monte Carlo simulation forら約 10 億光年以上離れた場所で起こっ たことは分かっている

Astrophysics and Cosmology; MONACO)[1] に一般相対論的が、どこで発生したか詳細は分かっていない。本研究では、重な効果を組み込む。MONACO は電子と光子の逆コンプトン散

力波放出を起こした BH 合体が銀河中心領域のガス円盤中で起乱 (Comptonization) や、鉄を含む様々なイオンからの輝線やこったことを仮定し、その合体の可能性、条件を調べた。

吸収線スペクトルの扱いに長けたコードであり、高精度で降着

銀河中心ガス円盤には銀河全体から落ち込んできた約 1 万個

系内の放射輸送過程を追うことができる。このシミュレーショ

もの BH が存在すると考えられている。今回の計算はそのようンの結果からライトカーブやスペクトルを抽出し、観測データ

な状況にある BH 同士が合体する可能性があるかを確認するたと比較することが可能になる。

め、第一段階として局所的な 5 個の BH で軌道計算を行った。

我々は上記の目標達成のための第一歩として、回転するブラッ

2 つの BH が合体するメカニズムは、ガスによる力学的摩擦やクホールを表現するカー時空での測地線方程式から光の通過経

質量降着、3 体相互作用により軌道収縮し、相対論効果が有効

路とエネルギーを計算するコードを構築した。その際、カー時になる距離まで近づき最終的に重力波を放出し合体するという空での光線の各物理量の時間変化を追跡するという方法 [2] をものである。

手法として用いている。本講演では、コードの設計や座標系の状況設定は、銀河中心にある巨大質量ブラックホールの質量取り扱い、初期の結果について報告する。

8を 10 M⊙ 、5 つの周回させる BH の質量を 30 M⊙ 、ガス円盤

1. Odaka, H., Aharonian, F., Watanabe, S., et al. 2011,

を鉛直方向 z に温度 2000 K の静水圧平衡分布をもつケプラー

apj, 740, 103

回転円盤とし、5 つの周回 BH をガス円盤内に外縁から距離r0 内に均等に配置した。ガス円盤は |z| < 0.1 pc、√

2. Vincent, F. H., Paumard, T., Gourgoulhon, E., & Per-x2 + y 2rin, G. 2011, Classical and Quantum Gravity, 28, 225011< 1.0 pc の範囲に存在する設定となっている。全ての周回 BHに任意の向きに摂動を与えてケプラー速度で円盤回転と順方向

6に回転させた。銀河中心ガス円盤の寿命が典型的には 1 億年と考えられているので 108 yr 経過したら計算終了とした。

ブラックホール降着円盤状態遷移の輻射磁気流体シミュレーション
五十嵐 太一 (千葉大学

計算はガス円盤の z = 0 でのガス数密度 n0 と周回 BH を配

宇宙物理学研究室 M2)

置する距離 r0 をパラメタ化して行い、どのような条件であれ

ブラックホール候補天体の X 線スペクトルには、高 X 線が卓ば周回 BH 同士が合体するかを調べた。

越し光度の低いロー・ハードステートと軟 X 線が卓越し光度の高いハイ・ソフトステートがありハードステートからソフ

1. H. Tagawa, M. Umemura and N. Gouda MNRAS 462

トステートへ遷移するハード・ソフト遷移が観測されている。

3812 (2016)

Machida et al.(2006) では、ロー・ハードステートに対応する

2. G. Kupi, P. Amaro-Seoana, R. Spurzem MNRAS 371

幾何学的に厚く光学的に薄い円盤において降着率が増大し輻射L45 (2006)

冷却が効くことにより円盤が冷え、冷却不安定性が成長するこ

3. E. Sirko and J. Goodman MNRAS 341 501 (2003)

5とにより、鉛直方向に収縮し磁気圧優勢な円盤に遷移することが示された。しかし Machida et al.(2006) では、光学的に薄い

一般相対論的効果を含んだ X 線放射輸送コードの開発
會澤 優輝 (東京大学場合の輻射冷却を近似的に取り入れられているため、光学的に厚い領域が現れるようなその後の時間進化を追うことができて

馬場研究室 M1)いなかった。

ブラックホール連星 (Black Hole Binary; BHB) とは、恒星質

本研究では Takahashi & Ohsuga(2013) で開発された M1-

量ブラックホールと恒星の連星系であり、ブラックホールに降closure 法を用いて輻射強度の 0 次、1 次モーメントの時間発着する物質が重力エネルギーの解放によって数千万度まで加熱

展を陽的に解くモジュールを非相対論化することにより計算されて X 線を放出する。この X 線のライトカーブやスペクト量を減らし、高次精度磁気流体シミュレーションソフトウェ

ルから、BHB 周辺の構造を推定することができる。

ア CANS+ に組み込んだ CANS+R を用いる。本公演ではしかし降着の機構は複雑なため未だ完全な理解には至っ

CANS+R を用いて光学的に厚い領域を含むブラックホール降ておらず、流体シミュレーションによる再現が試みられてい着円盤の輻射磁気流体シミュレーションを実施した結果を報告る。降着円盤のブラックホールに近い部分は特に強重力環境にする。

あるため、これには重力赤方偏移や光路の曲がりなどの一般

1. M. Machida et. al 2006, PASJ, 58, 193

相対論的な効果を考慮したモデリングが必要だ。そこで我々

2. Takahashi & Ohsuga 2013, ApJ, 772, 127は、一般相対論を考慮した降着系内の X 線放射シミュレー2

7

る宇宙線粒子加速機構の解明や、電磁波放射の成因理解のため

活動銀河核におけるシンクロトロン偏光輻射輸
送計算に不可欠である。系内 X 線連星ジェットは、系外ジェットより数桁細かく構造を分解することができるため、乱流磁場のよう恒任 優 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室に小さい構造を観測するのに適している。そこで我々は X 線連M1)

星 SS433 のジェットの先端が到達していると考えられている

活動銀河核の駆動源である (超) 大質量ブラックホールは降着星雲 W50 の東端領域に着目して磁場構造解析を行った。

円盤やジェットを持ち、そこではシンクロトロン放射による電従来の磁場構造解析は、放射の偏波角 χ が観測波長 λ の２乗波光が生成される。ジェットの噴出・収束機構は未だ明らかでに比例するという関係を利用して磁場の向きを同定するといないが、重要な役割を持つと考えられているジェット根元の磁うものであった。しかしこの手法では、視線方向の磁場の情報

場構造を描き出すことが解明の鍵である。電波は星間物質の干が縮退するという欠点がある。そこで磁場の３次元構造を解明

渉を受けにくく強い偏光度を示すので、ブラックホール付近のするために新たな手法ファラデートモグラフィーが開発され未解明構造を知るツールとなる。特に近年稼働を始めた地球規た。ファラデートモグラフィーでは、偏波強度 P(λ2 ) をフーリ

模超長基線電波干渉系 Event Horizon Telescope を用いた観測

エ変換すると、Faraday depth 空間上で異なる構造ごとに情報

プロジェクトでも電波ジェットが重要な役割を持つ。

が分離できるという性質を利用する。我々はファラデートモグ

輸送方程式で偏光を記述すると 4 成分連立形となり、一般相

ラフィーの手法のうち、QU-fitting を採用した。QU-fitting で対論効果が顕著なブラックホール付近の輻射輸送計算がさらには、Faraday depth 空間上で仮定したモデル関数をフーリエ逆

煩雑なものとなる。観測データが乏しいことも相まって先行研変換し、観測された偏波強度と比較を行い最適なモデルを同定究は少なく、既存モデルは仮定とパラメータを多数含み、得らする。観測データは、Australia Telescope Compact Array にれている観測データを明確に説明することができない。

よる 1.4 – 3.0 GHz のものを使用した。

本研究では輸送方程式の係数を先行研究 [1] に従ってコード解析の結果、W50 東端の南北に伸びたフィラメント構造の一部に実装し、3 次元相対論的輻射輸送計算を行った。まず係数をと、W50 表面に巻きつくらせん状構造の磁場の類似性を発見し定性的に解析し、次にジェットや降着流からの光が望遠鏡までた。また数値計算との比較から、フィラメント構造はターミナ

届く過程のシミュレーションを行った。輸送係数の解析で、電ルショックにより増幅された磁場で明るく光るホットスポット

波のシンクロトロン放射では直線偏光が支配的で冷たいプラズ

である可能性が高いことを明らかにした。一方らせん状構造はマを通過すると回転を受けることがわかった。次に簡略化したジェットのバックフローで形成されるトロイダル磁場を反映しジェットモデルについて特殊相対論の範疇で輻射輸送を計算たものであると推察される。本講演ではこれらの結果と今後のし、撮像イメージの理論予測と偏光角回転 (RM) 分布を得た。

課題について発表する。

シミュレーション結果から、複数のジェットの多波長観測に

1. Sakemi, H., Machida, M., Akahori, T., et al.

おいて報告されている RM 分布の非対称性や反転現象 [2,3] をPASJ, 70, 27

再現することができた。将来的には流体計算に基づくより現実

2. Farnes, J. S., Gaensler, B. M., Purcell, C., et al. 2017,に近いモデルについて一般相対論効果を考慮して計算し、このMNRAS, 467, 4777

先得られるより子細な観測データとの比較を行う。これにより

3. Ideguchi, S., Takahashi, K., Akahori, T., Kumazaki, K.,

地平面近くのプラズマ構造や大質量ブラックホール自体の構& Ryu, D. 2014, PASJ, 66, 5

造・起源の解明が期待できる。

1. J. Dexter, 2016, MNRAS, Volume 462, Issue 1

92. A. Broderick and A. Loeb, 2009, ApJL, Volume 703,

磁場駆動型相対論的ジェットの質量注入モデル
荻原 大樹 (東北大学

Issue 2

天文学専攻 D1)

It is proposed that relativistic active galactic nucleus jets

3. S. O Sullivan and D. Gabuzda, 2009, MNRAS, Volume

are powered by the rotation energy of a spinning black hole393, Issue 2

8

2018,

and driven electromagnetically in the highly magnetized region. The jet launching region is starved because the strong

SS433 ジェット先端領域のファラデートモグラ

magnetic fields around the jet axis prevent plasma parti-

フィー解析

cles going into the region. Non-thermal leptons can be sup-酒見 はる香 (九州大学 宇宙物理理論研究室 D1)

plied by photon annihilation and/or pair-cascade. The emis-

宇宙ジェット先端領域には、ターミナルショックなどの衝撃波

sion and terminal Lorentz factor of the jet depend on howが形成される。ジェットと共に伝播した磁場は、衝撃波で増幅

much the matters are loaded. However, the density distribu-

され、乱流磁場を形成すると考えられる。乱流磁場の構造、形

tion still remains an outstanding problem. The jet of M87

成、増幅機構を理解することは、宇宙物理学の未解決問題であgalaxy is the key observational target. M87 has the second3largest angular-size black hole and a bright radio jet. Re-

ジェット放射の他に降着円盤周辺の放射が見えている可能性がcent radio observations have resolved the jet and showed the

ある事が分かった。

edge-brightened structure. This structure can be explainedby the stationary axisymmetric synchrotron emission model

中性鉄輝線から探る大質量ブラックホール周辺
のガス構造

11

with the assumption that the energy density of the electromagnetic eld is much larger than the one of matter. Using

山本 優馬 (東京理科大学
攻 松下研究室 M1)

this model, we constrained the density distribution in thejet (K.Takahashi et al. 2018 and our last year s talk (コン

理学研究科

物理学専

活動銀河核の中心には大質量ブラックホールがあり、広輝線領b3)). However, this model does not take account of general

域 (BLR) からの放射が見えている天体であれば、ケプラー運

relativistic (GR) eﬀects. We applied the density distribution

動から、BLR の Hβ 輝線の速度幅と中心からの距離を用いてto the GR MHD code, HARM, and see the diﬀerences with

その質量を推定することができる。(e.g., Bentz et al. 2015)

the model. We will talk about the results and discuss the

一方、活動銀河核からの X 線には中性鉄から放射された蛍光mass-loading mechanisms.

X 線 (中性鉄輝線) が 6.4 keV にしばしば見られる。これはブラックホール近傍で放射された X 線が周辺の冷たい物質中の1. Takahashi, K., Toma, K., Kino, M., Nakamura, M., &中性鉄で散乱されて生じたものであり、Minezaki & Matsusita

Hada, K. 2018, arXiv:1802.00292(2015) では、この輝線幅を用いた質量推定法が考案された。こ10

Swift 衛星による電波銀河 NGC1275 の可視光から X 線帯域の変動解析

今里 郁弥 (広島大学
外線天文学研究室 M2)の手法であれば BLR が見えていない天体でも質量を見積もることができるが、中心鉄輝線の放射領域が未だ特定できていな
いため、正確な質量推定は行えていない。

高エネルギー宇宙・可視赤Shu et al. (2010) では、6.4 keV で最もエネルギー分解能の高い Chandra 衛星の回折分光器を用いて活動銀河核の中性鉄電波銀河は電波からガンマ線までの広い波長帯域で放射する。

輝線幅を解析し、Hβ 輝線幅との比較を行うことで、中性鉄輝

この銀河の中心からはジェットが出ており母銀河を超えるス

線の放射領域とすでに中心からの距離がわかっている BLR とケールにまで達するが、これがどのように加速されているのかの位置関係を調べたが、有意な相関は得られなかった。

分かっていない。ジェットを真正面から見ているブレーザーは本研究では Shu et al. (2010) と同様の解析を行った。そのジェットの中心が強調されジェットの外側の様子を知ることが際、より正確に輝線幅を決定するために、輝線周辺のコンプトできないが、電波銀河はこのジェットを斜めから見ているため

ン肩や高階電離鉄による成分を考慮し、更に天体数も増やしてジェットの外側の情報なども知ることができ、より詳細な情報解析した。その結果、中性鉄輝線の速度幅は約 103−4 km s−1を得ることができる。 このためジェットの構造や AGN の物であり、Shu et al. (2010) の結果よりやや小さい傾向が見ら理を知るには電波銀河が適している。NGC1275 は近年電波とれた。Hβ 輝線幅に対しては、同等かやや小さい値となったが、ガンマ線観測での増光が見られている電波銀河である。この天

Shu et al. (2010) と同様に相関は得られなかった。この結果か

体は X 線で 2008 年から 2015 年まで長期的にガンマ線と同じら、中性鉄輝線の放射領域は BLR 付近か、より外側に分布すように明るくなり，また，ガンマ線フレア時に X 線フレアもることが示唆される。さらに、中心のブラックホール質量がす見られていた。電波とガンマ線はジェット放射であると考えらでに推定されている天体に対して中性鉄輝線の放射領域半径をれているがその他の波長の放射起源がまだ分かっていない。そ求めると、この分布がトーラス内縁部まで広がっていることがこで私は可視光から X 線の放射がジェット放射なのか降着円確認できた。

盤などからの放射なのかを調べた。電波銀河は可視光・紫外線
では AGN の他に母銀河の放射が混入し、NGC1275 の場合は

1. Misty. C. B., Sarah, K, 2015, PASP, 127, 67

更に X 線でも卓越した銀河団の高温プラズマの放射が混入し2. Minezaki. T., Matsushita, K., 2015, ApJ, 802, 98ている。そこで Swift 衛星の可視光・紫外線と X 線のデータを

3. Shu, X. W., Yaqoob, T., & Wang, J. X. 2010, ApJS,

用いて、これらに注意して NGC1275 の AGN 成分を取り出し187, 581た。この結果と Fermi 衛星のガンマ線を比較したところジェッ
ト放射のガンマ線の増光に伴って X 線と可視・紫外も増光してMAGIC による活動銀河核 S5 0716+714 の観測12おり、更に可視・紫外の色が赤く なっていた。これは可視・紫梶原 侑貴 (京都大学

外でシンクロトロン放射の他に紫外側に降着円盤の放射が見え

理学研究科

宇宙線研究室M1)ており、シンクロトロン放射が増光すると紫外側は可視側より

宇宙物理学における重要な天体の一つである活動銀河核 (active

増光率が落ちるため色が赤くなったと考えられる。また可視とgalactic nuclei, AGN) は、星に由来しない明るい光を放つ銀河

X 線、紫外と X 線の相関が同じ程度であった事から、X 線では中心のことで、その構造モデルは提唱されているものの放射機

4構やフレアの生成機構などは解明されていない。特に TeV 領

く出現しているため，このような超新星の起源には大質量星が域などの超高エネルギー (very-high-energy, VHE) ガンマ線の関係している可能性があるが，はっきりとしたことは分かって

測定は、1990 年前後から行われるようになった比較的新しい分

いない．このように，熱核暴走型超新星について十分に確立さ野であり、他の波長帯と比べて AGN の観測データも少ない。

れた理論はいまだ存在しないというのが現状である．

VHE ガンマ線を放射する AGN はほとんどがブレーザーと呼本 研 究 で は 通 常 の Ia 型 超 新 星 に 加 え ，Chandrasekhar

ばれる天体であるが、現在 X 線領域では 2000 以上のブレー

質 量 よ り 重 い Super-Chandrasekhar 白 色 矮 星 や 軽 い Sub-

ザーが確認されているにもかかわらず、VHE ガンマ線では 71

Chandrasekhar 白色矮星による Ia 型超新星，通常より暗い天体しか見つかっていない。

Iax 型超新星の起源への理解を深めることを目的とし，それら数分刻みの激しい光度変動をするブレーザーを特にとかげ座が若い銀河に多いことを踏まえ，中質量 (8-13 太陽質量) の恒BL 型天体 (BL Lacertae object, BL Lac) と呼ぶ。2012 年 11

星がヘリウム核を形成した段階で水素の外層を失ったモデルを月に起きた BL Lac IC 310 のフレアは 5 分間という短時間で考える．外層を失った星の爆発としては重力崩壊型超新星爆発

激しく変動する VHE ガンマ線を放射しており、この観測から、である Ib 型や Ic 型超新星爆発があるが，似たようなモデルか

ガンマ線放射が銀河中心のブラックホールのサイズよりも小さら Ia 型超新星に至る経路があるのかを探る．計算には，恒星進い領域から放射されていることが発見された。また昨年の 10化コード MESA および原子核反応を考慮した流体力学のコー

月 IceCube によって検出されたニュートリノの多波長追尾観ドを用いる．

測で、ニュートリノ到来方向の誤差領域内に存在した BL Lac

MESA を用いた計算により，水素の外層を失った星は，初期TXS 0506+056 から、強い VHE ガンマ線放射が検出された。

質量およびヘリウム核の質量の違いによってその後の進化経路

ニュートリノの到来方向と同方向からの VHE ガンマ線フレア

が異なることがわかった．その中から，Ia 型超新星爆発に至るが観測されるのはこれが初めてで、AGN での粒子加速機構の可能性のあるモデルについてダイナミクスの計算に移行して爆理解が深まることが期待できる。このように AGN の VHE ガ

発するかどうかをみた．本発表では，これらの結果を詳しく示

ンマ線放射を観測することは、AGN の構造を解明する上で大し，議論する．

きな役割を果たす。

1. L. Li et al., arXiv:1805.05810

S5 0716+714 も BL Lac の一つであり様々な波長帯で観測

2. B. Wang, P. Podsiadlowski and Z. Han, MNRAS, 472,

されてきたが、VHE ガンマ線では 2008 年に MAGIC 望遠鏡

1593 (2017)

で初めて確認された。その時の観測では有効時間 ∼13 時間で

3. Nomoto, K., ApJ, 322, 206 (1987)∼6σ の有意度で、日ごとの大まかな光度変動しか捉えられていなかったが、昨年 12 月に ∼2 時間の間に ∼32σ という高い有14

意度で検出され、20-30 分ごとの激しい光度変動が観測された。

質量移動による WD-WD 連星系の進化

本講演では最新のガンマ線における AGN の研究成果を述べる

安西 信一郎 (首都大学東京 宇宙理論研究室 M1)と共に、12 月に起きた S5 0716+714 のフレア解析の結果を述

1a 型超新星爆発は WD の質量がチャンドラセカール限界（∼1.4M⊙）を超え熱核融合を起こした際の現象と理解されてべる。

いる。WD の質量を増加させる為に、主なモデルの 1 つとし

1. J.Aleksic, et al. Science 346(6213) 1080-1084 (2014)て WD-WD 連星の合体による Double Degeneration Model

2. H.Anderhub, et al. Astrophys. J. 704 129-133 (2009)13(DD) が考えられている。このモデルを議論するには連星系の時間発展を検討する事が重要である。

若い銀河に出現する Ia 型超新星の起源

連星の合体には軌道角運動量を外部へ放出する必要があり、

岩田 朔 (東京大学大学院理学系研究科附属ビッグバン宇宙国際研究センター M1)

DD では重力波放射等の寄与による軌道角運動量損失を考えて

Ia 型超新星爆発は，主に炭素と酸素からなる白色矮星が限界質系のロッシュ・ポテンシャルで定義されるロッシュローブ半径量である Chandrasekhar 質量に近づくことで核反応が暴走しを片方の星の半径が上回る場合がある。この条件下では連星間爆発に至る熱核暴走型超新星爆発として知られている．熱核暴の質量移動が起こると考えられる。WD-WD 連星系に置いて走型超新星爆発の親星の起源については主に白色矮星と非縮退も、質量比によっては半径の数倍程度の距離でロッシュローブ星の連星系において非縮退星から白色矮星への質量降着を考えを満たす事から質量移動は起こり得ると考えられる。

いる。軌道角運動量を失えば軌道半径が縮小していく為、連星

る Single Degenerate Scenario と，白色矮星同士の合体を考え

本研究では WD の力学的タイムスケール等の情報からドる Double Degenerate Scenario があり，現在も論争が続いてナーとなる WD の半径がロッシュローブ半径と等しい条件下いる．また，熱核暴走型超新星ではあるが通常より暗い Iax 型の安定な質量移動を仮定し、重力波放射等による軌道角運動量

超新星や，Chandrasekhar 質量を超えた白色矮星の爆発とみらの変化から系の進化を追う。この質量移動は連星の質量比によれる超新星も見つかってきている．それらは若い銀河の中に多り大きく異なる。条件によってはエディントン光度限界を超え5る質量移動が起こり得る為、今回の計算では質量降着の上限を

1. R. Hirai, H. Sawai and S. Yamada ApJ 792, 66 (2014)

エディントン光度限界とし、ドナーから削り取られる残りの質

2. R. Hirai, P. Podsiadlowski and S. Yamada 2018

量は連星系外部に放出されるとした。このとき系の外部に放出(arXiv:180310808)

される質量により失う軌道角運動量を、放出される質量と軌道3. P. Podsiadlowski 2003(arXiv:0303660)

角運動量損失の比を仮定し計算に加えた。
以上の計算から、連星系の質量及び質量比により連星系の最非熱的放射から探る重力崩壊型超新星周りの星周物質

16

終的な状態は大きく異なり、系の質量と質量比は WD-WD 連星系の進化を決定する要素である事を示した。

松岡 知紀 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

1. Eggleton, P. P. Astrophysical Journal, vol. 268, p.368

M1)

2. T.

大質量星の進化理論は重力崩壊型超新星やブラックホール形

R.

Marsh,G.

Nelemans,andD.

Steeghs.

成の理解に直結する。しかし最終段階における進化には多くのMon.Not.Roy.Astron.Soc. 350 (2004) 113

未解決問題が存在し、現在の我々の理解は非常に限られてい3. Verbunt, Frank; Rappaport, Saul. Astrophysical Jour-る。近年の超新星の観測から、恒星進化の末期段階において非

nal v.332, p.193

常に動的な質量放出を起こすことが示唆されているが、その物連星系における超新星爆風の伴星進化への寄与

15

小形 美沙 (早稲田大学

理的機構は不明のままである。この理解のためには、星周物質（CSM）の様相を研究することが手がかりとなる。なぜなら、前田研究室・山田研究室

CSM は大質量星の最終段階における質量放出の情報を持ってM1)いるからである。そして、CSM の存在下で超新星爆発が起こ

重力波観測で注目を集めた連星系はブラックホールのような大ると、噴出物質と CSM の間で相互作用が発生し、電波や X 線

質量星に限らず、様々な質量の星を構成要素としている。そのといった非熱的放射が観測される。

存在割合は中質量星では 50%、大質量星に至っては 80% 以上

超新星と CSM の相互作用に関する従来の理論的研究では、にもなるとされているほど、宇宙では一般的な系である。重力CSM の密度構造として定常恒星風を仮定することで、電波や波が観測された後は特にブラックホールや中性子星によるコン

X 線といった非熱的放射の放射強度を説明していた。一方で、パクト連星が注目を集めている。しかし、こういったコンパク

観測から示唆される動的な質量放出では、CSM の密度構造はト連星の形成メカニズムは未だに解明されていない。

急峻になることが予想される。このような動的な質量放出によ

8M⊙ 以上の星では重力崩壊型超新星爆発を起こし、その残骸り形成される CSM 構造に基づく非熱的放射の性質を理解するとして中性子星やブラックホールが残ることが知られている。

ことで、恒星終末期の質量放出の変遷とその機構に迫ることがこれらの多くは連星をはじめとする多重星の系に存在している

できると期待される。

ことが観測からわかっている。さらに星同士が相互作用するこ

本講演では非熱的放射に注目し、超新星と CSM の相互作用とが可能なほど近距離のものも存在し、その結果として爆風でに関する研究について概説する。従来の研究 (e.g., Chevalier

伴星が飛ばされてしまうこともあるため、星の進化を左右する

et al. (2006a)) では、超新星と定常恒星風の CSM の相互作用効果の 1 つとなっている。こういった星の中でも特に超新星爆を考えているが、CSM の密度構造が急峻な変化をする場合、高発後も連星系を保つものについては、その後の伴星の進化に応密度な領域において free-free absorption や陽子衝突の効果がじて中性子星連星を形成し得るため、コンパクト星形成の理解重要になると期待される。そこで自身の研究では CSM の密度のためにも欠かせない存在となってくる。

構造を変え、さらにこれらの相互作用を加えた非熱的放射の計

本研究では重力崩壊型の超新星を主星に、主系列星の星を算をする予定である。また、密度構造と非熱的放射の関係につ伴星にもつ連星系において、超新星爆発の爆風が当たることいて調べる計画もしており、本講演ではその研究経過について

で伴星にどのような変化が起きるのかを MESA(Modules for

議論する。

Experiments in Stellar Astrophysics) を用いて数値計算を行った。Hirai et al. (2018) は超新星爆風が伴星に与える影響につ

1. Chevalier, R. A., & Fransson, C. 2006a, ApJ, 651, 381

いての多次元流体シミュレーションを行い [1,2]、爆風が伴星

2. Maeda, K. 2012, ApJ, 758, 81に与えるエネルギーが爆風のエネルギーの 8-10% 程度であるとした [2]。さらにこの結果の中でエネルギーを得た伴星が膨

17Failed Supernova の高密度環境下におけるニュートリノ振動とその観測について張することが確認されている。伴星の膨張率と主星との距離によっては伴星が主星を飲み込んでしまう可能性もあるため、原財前 真理 (東京大学天文学教室 M2)

始中性子星を含む系のその後の進化に影響を与え得る。そこでFailed supernova とは非常に重い質量をもつ親星（本研究では

本研究では連星間距離と爆発のエネルギーに応じて変化するこ

太陽質量の 40 倍）が進化の最後に起こす現象で、重力崩壊にの膨張率を調べ、その後に起こる進化について考察を行った。

よって作られた衝撃波がその重い外層の降着により押しつぶ6

され爆発できなくなるものである。このシナリオでは最後にブ比較し、両者が一致する 1 例を発見した。その際、粒子と乱流

ラックホールが生成されるため、恒星質量ブラックホールの起磁場の相互作用に関して確率的に計算せず、ジャイロ運動を解源だとも考えられている。ここから放出されるニュートリノは

く MPI 並列計算コードを開発した。本発表では、空間 3 次元、

ブラックホールが形成される直前の非常に高温高密度な領域で速度空間 3 次元の結果と空間 2 次元、速度空間 3 次元の結果の作られたものであるため、一般的な超新星爆発以上に高エネル比較を示す。

ギーかつ大量のニュートリノが放出される。したがってニュー
トリノスペクトルの観測がこの天体に対するアプローチとして

19

非常に重要な鍵になる。

ブラックホール中性子星連星の合体前電磁波対
応天体についてしかし観測されるニュートリノのスペクトルを推定するときに

和田 知己 (京都大学

問題となるのは、超新星の中心部で作られたニュートリノのフ

基礎物理学研究所 M2)2017 年 8 月、連星中性子星合体に伴う重力波 GW170817 とレーバーがニュートリノ振動により変化することである。超新電磁波対応天体 GRB170817A 等が観測された [1]。この観測

星内部でのニュートリノ振動は真空振動、物質振動 (MSW 効

では連星中性子星の合体時に放出される重力波に加えて、ガン果)、そして集団振動 (ν-ν 相互作用) の 3 つに分けられる。特マ線から電波に至るまでの幅広い波長の電磁波が合体後の天体にこの集団振動は最近取り入れられ始めた非線形効果であり、から観測され、ショートガンマ線バーストなど謎の多い高エネ

原始中性子星付近で大きくニュートリノのフレーバーを複雑に

ルギー天体現象に対する観測的な手がかりが与えられた。2020

変化させるため重要視されている。そこで実際の 1 次元流体シ

年には日本の神岡で建設中の KAGRA も観測を開始する予定

ミュレーションから得られた電子密度分布とニュートリノスペである。さらに、 DECIGO などの宇宙重力波望遠鏡が観測をクトルに対して振動効果の計算を行なったところ、高密度電子開始すれば連星合体前から電磁波および重力波が観測できるととの相互作用がフレーバー変化を押さえ込んでしまいすべての期待される。まさに重力波マルチメッセンジャー天文学時代の

時間帯において集団振動が影響を与えないことがわかった。こ

幕開けである。

のことは一般的な超新星爆発と比べると特殊な状況であり、観これらの将来観測を考慮すると、合体前電磁波対応天体に関測において非常に重要な特徴になり得る。本発表ではこの結果する研究は非常に重要であるが、現在まだ数は少ない。特にブを観測に結びつけつつ議論を行う。

ラックホール中性子星連星に関するものは非常に少ない。ブ

1. Sumiyoshi et al. Astrophys. J. 667, 382 (2007)

ラックホール中性子星連星は、合体前に中性子星が潮汐破壊さ

2. Dasgupta et al. Phys. Rev. D 77, 113002 (2008)

れるかどうかで振舞いが大きくかわる。潮汐破壊される場合に

3. Chakraborty et al. Phys. Rev. D 84, 025002 (2011)

は、破壊された中性子星がブラックホールの周囲にばら撒かれ、その粒子を用いて光ることはできる。一方で、潮汐破壊を受け

18

衝撃波による宇宙線加速のテスト粒子シミュ
レーション

ずにブラックホールに吸い込まれる場合には、このプロセスでは光れないと考えれられている。しかしながら、中性子星の磁場のエネルギー を連星運動で解放することにより、潮汐破壊

上島 翔真 (青山学院大学大学院 M1)

されない場合にも合体前に連星が光れる可能性が、メンブレー

宇宙線と呼ばれる高エネルギー粒子が地球に降り注いでいンパラダイムの手法を用いたこれまでの研究で示唆されているる。この高エネルギー宇宙線は加速されていることが示唆され[2],[3]。

ており、加速機構の候補の 1 つとして衝撃波統計加速が考えら

本講演ではこれらの先行研究 [2],[3] を概観し、そのモデルのれている。この衝撃波加速のシミュレーションでは、多数の粒問題点を示す。その後、私が現在進めている連星磁気圏の解析

子の運動方程式と Maxwell 方程式を自己矛盾なく解く Particle的な研究の現状を報告し、その結果を用いて先行研究の問題点

In Cell(PIC) シミュレーションや、荷電粒子と乱流磁場の相互が解決できるかどうかを議論する。

作用による運動を確率的に計算するモンテカルロ法を用いたシ
ミュレーションが行われている。PIC シミュレーションの多

1. Abbot, B.P. , et al. PRL, 119, 161101 (2017)

くは計算機資源の都合上、現実とは異なる空間 2 次元、速度空2. McWilliams, A.T., and Levin, J., ApJ, 742 90 (2011)

間 3 次元で計算している。また、計算領域も現実の天体現象に

3. Lai, D., ApJL, 757 L3 (2012)

比べて遥かに狭いので現実に存在するはずの長波長スケールの電磁場と荷電粒子の相互作用が無視されている。モンテカルロ

20

法を用いたシミュレーションでは乱流磁場と粒子の相互作用を乱数を用いて確率的に計算しているため乱流磁場と荷電粒子のNuSTAR を用いたマグネター SGR 1900+14の硬 X 線成分探査
丹波 翼 (東京大学 馬場研究室 M1)

ジャイロ運動を正確に解いていない。本研究では、電磁場を解マグネターは、自転周期およびその時間変化から算出される

析的に与えることで、現実の空間 3 次元、速度空間 3 次元で計

双極子磁場の強さが臨界磁場 4.4 × 1013 G を超える中性子パル算した結果と、空間 2 次元、速度空間 3 次元で計算した結果をサーであり、主に X 線帯域で輝く。マグネターの典型的な X

7線光度は 1034−35 erg s−1 で、スピンダウンで供給されるエネ
32−34

ルギー 10−1

く 2 つに分けられる.1 つは磁力線周りの円運動で, もう 1 つ

よりもはるかに大きいことがわかっては磁力線に沿った運動である. 前者による放射は Synchrotron

いる [1]。この観測事実は、マグネターのエネルギー供給源が自radiation, 後者によるものは Curvature radiation と呼ばれて転ではなく、磁気活動であることを示している。強磁場エネル

いる. だが実際には 2 つの運動の中間 (粒子が曲がった磁力線のギーを非熱的な放射エネルギーに変換する機構ははっきりとはまわりを螺旋運動しながら磁力線に沿って動く) もあり, この運

わかっておらず、磁気リコネクションやパルサーの振動など多動による放射は Cheng & Zhang(1996) によって初めて考案さくの説が唱えられている [1]。マグネターからの放射の特徴の 1

れ,Synchro-Curvature radiation と呼ばれている. 上であげた

つに、100 keV 以上にまで伸びる硬 X 成分がある。起源は未解3 つの放射で古典的に maser が生じるような状況がないかは以明だが、強磁場中の光子分裂も候補の 1 つである [1]。今後はよ前より調べられており, その結果を用いて FRB が説明できなり多くのマグネターで硬 X 線成分を精度良く測定することがこ

いか議論している論文はいくつもある. しかし, 中性子星の極の成分の理解に繋がる。

付近のような磁場のとても強い状況 (B=1012 G) では, その磁erg sSGR 1900+14 は、マグネターの中でも極めて強い双極子磁場 (7.0 × 10

14

場の大きさから粒子が数メートル進む程度の間に放射によってG) をもつ [1]。INTEGRAL の観測により、このランダウ順位がとても小さくなり量子論が効いてくるだろうと

天体は 10 keV 以上の硬 X 線成分をもつことが発見された [2]。

考えられている. よって, 古典論での議論は正確でないかもしれ

また、その後の Suzaku の観測により、軟 X 線 (1−10 keV) では

ない. だが, 実際に量子論で放射を求めている先行研究はあるがkT ∼ 0.5 keV の黒体放射のスペクトルを、硬 X 線 (> 15 keV)maser が生じるかどうかまで議論しているものはない. よって,

ではべき乗のスペクトル (∝ E−Γ

) をもつことが示された [3]。

本研究では量子論での Synchro-Curvature radiation で maser

しかし、これらの観測は硬 X 線領域での感度が十分でなく、べの可能性について, また,polar gap のような磁場の強い領域かき指数の不確かさは大きいままである。

らの放射によって FRB を説明できないかを議論した.

我々は SGR 1900+14 を、硬 X 線の感度に優れた NuSTAR

1. G.Voison,S.Bonazzola,and F.Mottez,”Dirac states of anで 123 ks にわたって観測し、70 keV 以上まで有意な信号を捉electron in a circular intense magnetic field”,2017

えた。これは 50 keV までしか観測できなかった先行研究の限2. G.Voison,S.Bonazzola,and F.Mottez,”Quantum theory

界を超えている。また、近隣天体 GRS 1915+105 による迷光of curvature and synchro-curvature radiation in a strongの影響を取り除くことにも成功した。その結果、先行研究より

and curved magnetic field,and applications to neutron

も精度良く硬 X 線領域のべき指数を定めることができた。さらstar magnetospheres”,2017に、この結果と他のマグネターを比較し、年齢や磁場強度との関係など、マグネターの普遍的な性質についても議論する。

22
1. Enoto, T., Shibata, S., Kitaguchi, T., et al. 2017, ApJS,
231, 8迫 聖 (奈良教育大学

2. Gőtz, D., Mereghetti, S., Tiengo, A., & Esposito, P.

星系を組んでいる近接連星系天体である。白色矮星が強い磁場

3. Enoto, T., Nakazawa, K., Makishima, K., et al. 2010,を持つ強磁場激変星 (magnetic Cataclysmic Variable; mCV)

ApJL, 722, L162の場合、伴星からの降着物質は主星の強い磁場に沿って主星の表面に柱状の降着柱を形成しながら、高速で落下する。その際量子論的 Synchro-Curvature radiation におけるメーザーと FRB
直江 知哉 (早稲田大学

天文研究室 M1)

激変星とは白色矮星 (主星) と恒星 (伴星) が互いに近接して連2006, A&A, 449, L31

21

強磁場激変星うみへび座 EX における非平衡プ
ラズマの発見

生じた衝撃波により降着物質は 1 億度以上に加熱され、高温プラズマが生成される。このプラズマは X 線を放射し、冷えなが

前田研究室・山田研究室

ら降着するため、柱内には温度構造ができることが知られていM1)る。プラズマ生成では、先に粒子が加熱され、その後に電離がFRB(Fast Radio Burst) は 1ms の間に 1GHz 程度の電波を起こる「電離優勢状態」にある。あるいは、衝撃波加熱以外に放出する天体現象である. この天体現象は 2007 年に初めて電離が起こる場合はその逆の「再結合優勢状態」も考えられる。

Lorimer によって発見されて以降, 現在までに数十の FRB が

しかしながら、これまでのほとんどの研究では、それらが釣り見つかっている.FRB の Dispersion Measure は 1000 程度でと合った電離平衡状態として考えられてきた。

ても大きく, 我々の銀河系の外で起きているという説が有力でそこで、本研究では mCV のプラズマが電離平衡であるかど

35ある. また FRB の輝度温度 TB は 10 K と大きいことから,うかを検証するために、うみへび座 EX(以後、EX Hya) につい

熱的放射ではなくコヒーレント光によるものだと考えられておて「すざく」の公開データ [1] の解析を行った。解析では XISり, コヒーレント光の発生メカニズムには particle bunching(1–12 keV) と HXD (10–40 keV) のスペクトルを、従来のよとうに電離平衡プラズマモデルと白色矮星表面での反射成分モデ

maser がある. 磁場中における荷電粒子の運動は大き8

ルでの再現を試みた。すると 9–10 keV で残差が生じた。その

1. Chen, W.-C., & Piekarewicz, J. 2014, Phys. Rev., C90,

エネルギー帯域と形状から、その残差は完全電離した Fe の再044305結合連続 X 線 (以後、RRC, エッジエネルギー=9.18 keV) に

2. Tolos, L., Centelles, M., & Ramos, A. 2017a, Astrophys.

よる可能性が考えられる。実際に、RRC モデルに追加するとJ., 834, 3

残差は解消し、再結合する電子の温度は kTe = 2 ± 1 keV で

3. Page, D., Lattimer, J. M., Prakash, M., & Steiner, A.

あることがわかった。この RRC モデル成分の追加の有意度はW. 2004, The Astrophysical Journal Supplement Series,

4σ だった。

155, 623

本結果では、RRC の追加が必要であったことから、電離平衡
状態よりも再結合の頻度が高い。すなわち、「再結合優勢状態」

24にあると考えられる。また、その電子温度 kTe = 2 ± 1 keVから、このプラズマは降着柱の白色矮星表面付近にあると考え

有馬 宣明 (東京大学大学院理学系研究科天文学専られる。 本講演では解析結果の詳細を報告し、EX Hya の再結

攻 M2)

合優勢プラズマの生成機構について議論する。

炭素・酸素からなる白色矮星が起源とされている Ia 型超新星という種族 (以降、SN Ia) は、爆発時の白色矮星の質量が一定

1. Hayashi T.& Ishida M., 2014, MNRAS, 441, 3718 43(理論限界質量〜1.4M⊙ ) であると考えられているため絶対光度b 講演 (b1–8)

23がほぼ一定であり、非常に明るい (Mv〜-19.3 mag) ことから、

ハイパー核を持つ中性子星の Cooling
土肥 明 (九州大学

Tomo-e Gozen で迫る Ia 型超新星のcolor-luminosity relation に見られる多様性

これまで遠方宇宙の距離指標として宇宙論研究に用いられてきた。しかし、その爆発シナリオは定まっておらず、また観測的

宇宙物理理論研究室 M1)

な経験則として知られる、より明るい SN Ia ほど緩やかに減光

中性子星の内部は主に中性子の縮退圧により支えられているする、という光度曲線に見られる関係 (=Phillips relation) もが、 それのみで計算した時の中性子星の最大質量は約 0.7M⊙

未だ物理的な理解がなされていない。SN Ia の性質の物理的なとなる。実際の観測による質量は約 1.4M⊙ であるため、中性理解なしでは、これを用いた距離測定に基づく宇宙論パラメー子星の内部の状態方程式（EOS）を考えるには縮退圧のみなタの制限に対する信頼は得られない。

らず核力の効果も考えなければならない。しかし、核力に関近年の測光データに基づく研究により、Phillips relation をしてはまだ不明な点が多い。数ある中性子星内部の EOS の１

用いて明るさを揃えた SN Ia の中でも、本質的にカラーの異なつに 2014 年、Chen と Piekarewicz によって開発された EOS

る２つ以上のサブグループが存在していることが示唆されてい1（FSU2）がある。この EOS は次のことが考慮されている。⃝

る (e.g., Takanashi et al. 2017)。しかし、測光データからのみ

2 重イオン衝突の実験
核物質及び有限原子核の性質の再現性、⃝では、extinction の影響により超新星固有のカラー情報のみを

3 中性子星の観測的上限値が 2.01M⊙ 、⃝
4 中性子星内の結果、⃝抽出することは困難である。一方、Branch et al. 2009 では、部での核子のペアリング。

極大期付近の吸収線 SiII(5750Å, 6100Å) の等価幅 (連続光に対4 は中性子星のニュートリノの放射率に関わる。中
特に、⃝する吸収線強度を表す観測量) から、温度や膨張速度といった性子星は熱源を持たないので中性子星内部でニュートリノ放射

物理量の異なるグループに分類を行ない、分光学的な性質の多4 の効果は EOS にが効くと温度が急激に下がる。（Cooling）⃝

様性に迫る研究がなされてきた。こうした経緯から、私は過去関係なく起きる一般的な Cooling にも影響を与える。その付のアーカイブデータを用い、明るさを揃えた SN Ia の intrinsic

加的な Cooling への影響について書かれた論文（R.Negreiros,

なカラー分布を補正する新たな分光学的パラメータを探って

2018, arxiv1804.00334v1）についてレビューする。この論文にいる。

より、核子を含む EOS による Cooling は、核子のペアリング

また、我々は今年 9 月から本格的にスタートする、東京大の有無に関わらず、Cooling の観測結果とよく一致しているこ学木曽観測所 105cm シュミット望遠鏡に搭載する「Tomo-eとがわかった。さらに、ハイペロンを含む EOS による Cooling

Gozen」と呼ぶ、20 平方度という非常に広い視野をわずか 0.5

では特に観測結果とよく一致していることが分かった。これ

秒で撮像が可能な高速読み出しカメラ、による超新星サーベイ

は、中性子星の Cooling の観測結果を説明するためには、中性を計画している。本講演では上記のような Ia 型超新星の本質的子星の半径が小さくなるような柔らかい EOS が適しているこな多様性、という自身の現在のアーカイブデータによる研究経とを示唆していると考えられる。私の興味の対象は中性子星よ

過と、その目的のためのサンプルを生み出す Tomo-e Gozen 超

り半径が小さいクオーク星、ハイブリッド星の Cooling である

新星サーベイ計画についての概要及び現状を兼ねて報告する。

が、この論文で得られた結果を応用するとそういった Exotic な
星の Cooling についても言及することができる。本講演では、

1. Phillips, M. M., 1993, ApJ, 413, L105

レビューした論文結果に基づいて、Exotic な星の EOS に課せ

2. Branch et al., 2009, PASP, 121, 238

られる制限についても述べる。

3. Takanashi et al., 2017, MNRAS, 465, 1274T

9

25

ノイズであれば同じ結果が導かれるのか、もしくは導くことは球状星団におけるコンパクト連星を対象とした
P3 T 法のコード開発できないのかを調べ、重力波を見つけることの難しさを例示したい。 本発表では重力波検出のデータ解析についての方法を

吉成 直都 (東京大学天文学教室 M1)
本 研 究 で は Particle-Particle Particle-Tree:

説明し、作成した模擬データの解析について、その手法と今後の結果からわかったことを発表する予定である。

A Direct-

Tree Hybrid Scheme for Collisional N-Body Simulations

1. Abbott, B.P. et al., Phys.

(S.Oshino et al. (2011)) のレビューを兼ねて、球状星団で

Rev.

Lett.

116,

061102(2016); 118, 241103(2016); 118, 221101(2017);形成されるコンパクト連星について述べる。

119, 141101(2017); 119, 161101(2017)

球状星団とは、銀河のハロー内に存在する 10 万から 100 万

2. https://losc.ligo.org/about/ほどの恒星が密集した天体である。球状星団のような重力多体

3. 川村静児, 基本法則から読み解く 物理学最前線

系では、恒星どうしの相互作用が頻繁に起こる。その結果、３17 重力波物理の最前線, 共立出版, (2018)

体遭遇が起こり、連星が形成されると考えられている。その連星がさらに他の星と遭遇すると、軌道が縮まり合体すると重力27

波を放出する。
そこで、我々は、N 体シミュレーションを用いて球状星団の大気チェレンコフ望遠鏡 CTA で観測するガンマ線バースト
大谷 恵生 (東京大学

進化を数値計算する過程で、どれほどの連星が形成するのかを
3

宇宙線研究所 M1)

調べる必要がある。重力多体系の時間進化を計算するのに P T

電磁波を用いた長年の宇宙観測から、我々の宇宙には非熱的に法という N 体シミュレーションがしばしば使われる。これは、多くのエネルギーを放出する様々な高エネルギー現象が起きて遠方の星からの重力をまとめて計算し、近傍の星は直接計算すいることがわかった。これらの現象として、銀河系内ではパルることで低い計算コストで時間積分を行う手法である。しかサーや超新星残骸、銀河系外では活動銀河核などがあげられる

し、球状星団内におけるブラックホールのようなコンパクト連が、この中でもガンマ線バースト (Gamma-Ray Burst, GRB)

星の軌道進化を計算するには、その連星のみ別のアプローチをと呼ばれる現象は、数十秒以内で 1053 erg にも及ぶエネルギー

して数値計算しなければならない。現時点では既存のコードでを解放する最も激しい爆発現象である。GRB の性質として、

3連星と P T 法の両方を取り扱っているものがないため、それ光速の 99.9999% に至る超高速のジェット流を放出することらを扱えるようにしたコードの開発に取り組んでいる。

や、即時放射と残光放射と呼ばれる放射を伴い、様々な波長域の電磁波を放出していることなどがわかっている。しかし、

1. S.Oshino, Y.Funato, J.Makino 2011, PASJ, 63, 881-892

Fermi 衛星の限られた有効面積では光子の統計が不足している

2. M.Iwasawai, P.Z.Simon, J.Makino 2015, ComAC, 2, 6,

ことや、100 GeV 以上における銀河系外背景光 (Extragalactic

15

26

Background Light, EBL) のガンマ線吸収の影響で MAGIC、
H.E.S.S.、VERITAS などの地上チェレンコフ望遠鏡が未だ重力波の模擬データ解析
木村 優斗 (広島大学

GRB を観測できていないことから、GRB の発見から 40 年以宇宙物理学研究室 M1)

上経過した今でも多くの基本的な点が未解明となっている。

2015 年 9 月、連星ブラックホールからの重力波が LIGO によっ

本講演では、GRB についてのレビュー、および次世代ガンて初めて検出された [1]。その後も連星ブラックホールからのマ線天文台 Cherenkov Telescope Array(CTA) が GRB の放重力波が 4 度検出され、2017 年には連星中性子星からのものも射機構の解明に対してどのように貢献するかを述べる。CTA検出された [1]。このような重力波検出の大きな進歩を果たし、は 20 GeV のエネルギー閾値が見込まれており、EBL 吸収の

重力波天文学の時代が訪れることとなった。 重力波検出装置

影響が少ないエネルギー帯で GRB が観測できる。また、数十である LIGO、Virgo や KAGRA は 2 本のアームを用いて空GeV のエネルギー帯で比較すると、CTA は Fermi 衛星に比間の歪み (ストレイン) を計測している。ストレインはとてもべて１万倍以上の有効面積を誇るため、GRB のように激しい

小さな値であり、また、地面の揺れや鏡を吊るすファイバーの短時間変動を示す突発天体の観測には絶大な威力を発揮する。

振動などのノイズによって、ストレインが埋もれてしまう。そさらに、現在建設中である CTA の大口径望遠鏡 (Large-Sizedのため、ノイズの中から小さなストレインを見つけることはと

Telescope, LST) は 20 秒間に 180 度という高速回転性能を持ても難しい。ゆえに、いかにしてノイズに埋もれたストレイン

つため、継続時間の長い GRB の一部については即時放射中にを見つけることができるのか、データ解析が重要となる。 私は観測可能であり、Fermi 衛星では得られない 20 GeV 以上での

LIGO Open Science Center にある LIGO のデータを使って、詳細なスペクトルおよび時間変動のデータが期待される。これ

重力波のデータ解析を学んでいる。今後は LIGO のデータにノらの観測結果から、GRB の即時放射および残光放射の物理的イズを加えた模擬データを作成し、同じ方法で重力波の波形を機構や、ジェットの運動速度およびその機構についての理解、取り出すことができるのかを調べようとしている。どの程度のさらには GRB が最高エネルギー宇宙線の起源である可能性に10ついても検証できると期待される。

29
Consortium

28

多良 淳一 (九州大学

宇宙物理理論研究室 M1)

SS433 は銀河系内に存在する X 線連星である。SS433 からはMCMC 法を用いた FSRQ 型活動銀河核ジェッ
トの SED の解析

平出 尚義 (広島大学
外線天文学研究室 M1)

Astronomy Letters,2018 Vol.44 No.6 (2018) の論文紹介

1. Cherenkov Telescope Array 計画書, 2014, CTA-Japan

宇宙ジェットが噴出しており、また他天体に比べて我々との距離が近く詳細に構造を分解することができるため、これま

高エネルギー宇宙・可視赤でにも活発に研究が行われてきた。先行研究から、ジェットにおけるニッケルの存在比が太陽組成の約 10 倍と推定されてい活動銀河核 (AGN) とは銀河のうち、太陽系程度の大きさかる。ニッケルが過剰に存在している原因は明らかにされていなら銀河全体を凌駕する明るさで輝く天体である。AGN の中にい。現在提案されている原因は、伴星のニッケル存在比が高い、は光速近くまで加速されたジェットを放射しているものもあ

ジェット噴出領域でニッケルが生成されている、などが挙げらり、ジェットの視線方向が地球を向く天体をブレーザーと呼び、れる。そこで本論文は、ニッケル過剰の起源を明らかにするた

さらにブレーザーの中でも特に明るい天体を FSRQ と呼ぶ。

めに、ディスクからのウィンドにおける太陽組成に対するニッ

FSRQ のエネルギースペクトル (SED) は 2 山構造を取り、そケルの存在比に制限を与えることを試みた。解析には、2012 年

れぞれシンクロトロン放射と逆コンプトン散乱であるとされて10 月 3 日–5 日に EPIC–pn カメラを用いて観測されたデータいる。これは SSC と EC で説明でき、SSC はジェット中の相を用いている。フィッティングモデルには、以下の２つを用い対論的な速度になった電子が種光子を出すとともに同領域の種た。１つ目は、APEC モデルに基づいた熱 X 線放射スペクト

光子を逆コンプトン散乱するモデルで、EC は種光子がジェッルモデルである。２つ目は、現象論的アプローチでそれぞれのト以外の場所である降着円盤、BLR、分子雲トーラスからも放輝線にガウシアンをフィッティングし、連続光としてべき乗を出され、逆コンプトン散乱するモデルである。その SED を fit仮定したモデルである。Rflour を鉄の蛍光輝線強度に対するすることで磁場やドップラー因子などのジェットのパラメータ

ニッケルの蛍光輝線強度の値と定義する。これらのモデルにつを推定することができる。従来は FSRQ の放射の理論式は複いて、天体への見込み角などを変化させた際に Rflour がどのよ

雑かつパラメータの多さから計算量が多く、SED の fit が困難

うに変わるかを検証した。その結果、Rflour はニッケルの相対であった。そこで Finke.et.al(2016) で用いられた放射式の近的な存在比によりほぼ決定されることが確認された。

似計算を用いて計算の高速化を行った。そして MCMC 法と呼これらのモデルを観測データにフィッティングした結果、いずばれる乱数を用いてパラメータの確率分布を推定する方法によれも同程度の Rflour であることを明らかにした。または、このり、大量の時期のデータを一つ一つ目で見てパラメータを固定

値を用いてジェットとウィンドにおけるニッケルの太陽組成にする方法から、自動で fit してパラメータの連続的な変化を不対する存在比をそれぞれ見積もった。ジェットでの値に対する定性を含めて推定する。

ウィンドでの値の比は上限が 0.64 であることが明らかになっ本研究では 3C279 を対象とし、その多波長データから SED

た。ジェットとニッケルの存在比が大きく異なることから、伴を MCMC 法を用いて計算してパラメータを推定する。3C279

星のニッケル存在比が高いという可能性は棄却されると考えら

は z=0.536 にある FSRQ でたびたび多波長領域でフレアが観れる。よって、降着円盤の中心部でニッケルが生成されている

測されている。2018 年 4 月にもフレアが起きており、この天体ことが示唆される。

の大量の時間変動の SED を作成することによりパラメータの1. P. Medvedev et al. Astronomy Letters,2018 Vol.44 No.6推定を行う。これにより今までわかっていなかったジェットの(2018)

どの領域からガンマ線が発生しているのかや、フレアの発生メ
カニズムについて調べる。展望として大量の FSRQ について

30

SEDfit を行うことで、天体ごとのパラメータを調べ、ジェットの進化に迫る。本発表では FSRQ の放射モデルとその計算手

Hydrodynamically simulating the SS 433-W50
interaction
小野 宏次朗 (九州大学 宇宙物理理論研究室 M1)法、解析結果について述べる。

SS 433 は、わし座の方向にある超新星残骸 W50 の中心付近に

1. Finke et.al. The Astrophysical Journal, 768,54 (2008)

位置するマイクロクェーサーである。SS 433 は系内銀河に位置

2. Finke et.al. The Astronomical Journal, 830,94 (2016)

していることから、多波長による詳細な観測行われており、構3. Hayashida M. et.al. ApJ 807,79 (2015)

造の理解が深められている数少ない天体として知られている。

SS 433 の大きな特徴として、双方向に光速の約 0.26 倍の速度を持つジェットを噴出していること、このジェットが約 162日の周期で歳差運動をしていることなどが挙げられる。一方、

11

W50 は球状構造の中に、東西方向に細長く突き出た ear との影響に着目してスリム円盤と超臨界降着円盤の違いを解明し呼ばれる領域を持っている。ear の位置と SS 433 のジェットた。研究方法としては、先行研究よりもかなり広い空間領域での軸が揃っていることから、この特異な構造は超新星残骸殻

2 次元輻射流体計算を行い、解析モデルとの丁寧な比較解析を（シェル）とジェットの相互作用によって形成されたと考えら行った。

れている。しかし、東部の ear の方が西部の ear に比べ 1.4 倍

結果として、広範囲の定常流が得られ、光子補足半径より中の広がった構造を持つなど、その形成過程には謎が多い。

では、アウトフローの質量噴出率が無視できることを世界で初本講演でレビューする Goodball ら (2011) では W50 の特異

めて明らかにした。そしてその原因が、円盤表面密度の減少でな構造の形成起源の解明を目的とする、流体シミュレーションあることを突き止めた。さらに定常円盤を丁寧に解析し、超臨が行われた。初めに超新星爆発を起こすことでシェルを形成

界降着流とスリム円盤のパラメータ依存性が良く一致することし、その後、歳差したジェットを噴出させ、その時間発展を計を示した。しかし、円盤密度と動径速度の半径 r 依存性は、対算した。その結果、星間ガスの密度を銀河面に近い西部ほど高流効果によってスリム円盤とは大きく異なることも明らかに密度にすることで、ジェットとシェルによる相互作用から W50

した。

の特異な構造を再現することができることがわかった。加え

1. Makishima, K., Kubota, A., Mizuno, T., et al. 2000,て、W50 の年齢、および超新星爆発の間に生まれた SS 433 のApJ, 535, 632

中心天体の年齢が 17000 − 21000 年の範囲であることが明ら

2. Bachetti, M., et al. 2014, Nature, 514, 202

かとなった。

3. Ohsuga, K., Mori, M., Nakamoto, T., & Mineshige, S.

本講演では、レビューに加えて、紹介論文で考慮されていな

2005, ApJ, 628, 368

い磁場の効果を取り入れた MHD シミュレーションによるシェ
ルとジェットの相互作用についての簡単なモデルを用いた結果

32についても紹介する。

位置天文学的重力マイクロレンズ現象を用いた、BH の質量決定

1. Abell, G. O., & Margon, B., Nature, 279, 701 (1979)

片岡 叡 (国立天文台 M1)

2. Goodall, P. T., Alouani-Bibi, F., & Blundell, K. M.,

重力マイクロレンズ現象とは、光源となる天体 (ソース天体) かMNRAS, 414, 2838 (2011)

らの光がそれよりも手前を横切る天体 (レンズ天体) の重力によって曲げられることで、一時的にソース天体が増光して見えc 講演 (c1–22)

る現象である。また、重力マイクロレンズ現象による変化は増超臨界降着流とスリム円盤モデルの違い

31

光だけでなく、見かけのソース天体の位置のずれとしても現れ

北木 孝明 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

る。これらを観測することで、レンズ天体の物理量が得られる。

D1)
非常に高い X 線光度 (LX > 1039 erg/s) で輝く超高光度 X 線

現在まで、重力マイクロレンズ現象による光度変化の観測は

源 (Ultra Luminous X-ray source, ULX) と呼ばれる天体が盛んに行われているが、レンズ天体が単独の場合、光度変化のある (Makishima+2000)。その正体は恒星質量ブラックホール

みからレンズ天体の質量を求めることは困難である。しかし、(MBH ∼ 10M⊙ ) への超臨界降着 (エディントン降着率 ṀEdd ≡ソース天体の位置のずれを観測することで、光度変化の観測か

2

LEdd /c を超えた降着、LEdd はエディントン光度) か、中間質

らはわからなかったアインシュタイン角半径を求めることがで

3

量ブラックホール (MBH ∼ 10 M⊙ ) への亜臨界降着かが論争きるため、レンズ天体の物理量に新たな制限がつけられる。こになっている (Feng & Soria 2011)。しかし、ULX パルサーとれに加えて、年周視差の効果が現れていれば、位置天文学的な呼ばれる中性子星が発見され (Bachetti+2014)、初めて現実の観測と合わせることでレンズ天体の質量を一意に決定すること天体でも超臨界降着が起きていることが確定した。

ができる。これは、自ら光を発さないような単独で存在する中超臨界降着の理論はまだ開拓されたばかりでよくわかってい性子星 (NS) やブラックホール (BH) の質量を決定することがない。超臨界降着流は輻射圧優勢の光学的に厚い円盤であり、できる唯一の方法である。NS や BH の質量を決定し、その存非常に多量のアウトフローが吹き出している。そのため輻射流在量を見積もることは、恒星や銀河系の進化を考える上で重要

体シミュレーションが不可避であり、近年漸く実行されるようである。

になった (Ohsuga+2005)。しかし問題として、計算領域が狭このような科学的背景を踏まえ、本講演では重力マイクロレ

かったためにアウトフローをきちんと解いた研究はほとんどなンズ現象の OGLE による地上観測と、Gaia 衛星による位置天

かった。また、1 次元解析解であるスリム円盤モデルとの違い

文学的観測を組み合わせた BH の質量決定について紹介する。

も詳細には明らかとなっていなかった。

Rybicki et al. (2018) により、年周視差効果が見られる BH 候

スリム円盤ではアウトフローが考慮されていない。そこで超補イベントに対して Gaia の擬似データを組み合わせることで、臨界降着円盤のパラメータ依存性を明らかにし、アウトフロー

BH の質量決定に必要な条件が見積もられた。これについての12詳細なレビューを行い、自身の研究計画を踏まえた将来展望にに達し、keV 領域にピークをもつハードな輻射を放出することついて議論する。

が知られている。一方で、ハードな光子は電離吸収に対して光学的に薄く、輻射フィードバックへの寄与は減ずると期待され

1. K,A,Rybicki.,et al.,MNRAS,476,2013 (2018)

る。こうした効果による、超臨界降着条件への影響は明らかに

2. Wyrzykowski,L.,et al.,MNRAS,458,3012 (2016)

されていない。我々は、これまでの２次元輻射流体シミュレー
ションに、超臨界降着円盤モデル (スリム円盤, e.g. Watarai

高精度磁気流体コード CANS+ を用いた降着円
盤の局所 3 次元シミュレーション

33

冨吉 拓馬 (千葉大学

2006) に基づくスペクトルを加味し、新しい超臨界条件を導出した。本講演では、上記計算結果に基づき、円盤スペクトルの宇宙物理学研究室 M1)

超臨界降着への影響について紹介する。

一般に弱い磁場を持った差動回転する円盤では磁気回転不安定

1. Takeo, E., Inayoshi, K., Ohsuga, K., Takahashi, R. H.,

性 (MRI) が成長し、これが降着円盤の角運動量輸送を支配し& Mineshige, S. MNRAS, 476, 673, (2018)ていると考えられている (Balbus & Hawley, 1991)。磁気流体

2. Sugimura, K., Hosokawa, T., Yajima, H., & Omukai, K.

(MHD) コードを用いた降着円盤における MRI の数値計算は数多く行われているが、円盤全体にわたって計算する方法と、一部分について計算する方法の大きく 2 つに分かれている。今MNRAS, 469, 62 (2017)
3. Watarai, K. ApJ, 648, 523, (2006)

回は降着円盤内で成長する磁気乱流をより高い解像度で計算す35ることができる後者の方法を採用し、先行研究より解像度の高い空間 5 次精度での計算を行った。

ブラックホールの突入による二次元の平行磁場を仮定した分子雲の動的応答
細谷 亮太朗 (筑波大学

本発表では 3 次元 MHD 計算コード CANS+ にシアリング

宇宙理論研究室 M1)

ボックス近似を実装した結果を先行研究と比較してその妥当性

近年 X 線観測により天の川銀河の中に恒星質量ブラックホーを示し、この手法が今後どのような課題に応用できるかについル (BH) 候補が約 60 個見つかったが (Corral-Santana et al.

て述べる。

2016) 、これらの BH は恒星と連星系 (X 線連星) を形成し、伴星からの豊富な物質の降着が BH を活性化することで観測が可

1. Balbus, S. A., & Hawley, J. F., 1991, ApJ, 376, 214能であった。このような BH は全体のごく僅かな量で、伴星を2. Hawley, J. F., Gammie, C. F., & Balbus, S. A., 1995,

持たないような孤立したブラックホール (IBH) も考慮すると、

ApJ, 440, 742

実際には 108 ∼ 109 個の BH が天の川銀河中にあると見積もら

3. Stone, J. M., & Gardiner, T. A., 2010, ApJS, 189, 142

れている (Agol & Kamionkowski 2002; Caputo et al. 2017)。そこで、IBH の観測が期待されているのだが、IBH は痕跡とブラックホールの超臨界成長・円盤スペクトルの効果

34

して、空間的にコンパクトで幅広な速度幅を持つ星間物質を残していく。W44 分子雲の「Bullet」はそのような BH の痕跡の竹尾 英俊 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室候補である（Sashida et al.2013）。

D2)

本研究では二次元の磁気流体シミュレーションを用いて、分

宇宙初期 (赤方偏移 z ∼ 7) における超巨大ブラックホール

子雲に突入する (shooting model) ブラックホール周辺のガス9(> 10 M⊙ ) の存在は、ブラックホールの急成長を示唆するが、

ダイナミクスを調べた。そのまま計算すると「Bullet」の空間

その具体的な成長過程は不明である。こうした急成長には、超的な大きさが Bondi-Hoyle-Lyttleton 半径 (BHL 半径) で表さ

臨界降着 (エディントン限界を上回る降着) が不可欠とされる

れ、観測されたものよりはるかに小さい。そこで、雲の中に平一方、ガス降着に伴う輻射電離加熱により超臨界降着は困難と

行磁場層を仮定することで、加速されたガスの領域は、BHL 半されてきた。

径よりもはるかに大きくすることに成功した。また、W44 分

これまで我々は、多次元効果がブラックホール降着成長に与子雲の「Bullet」の位置 - 速度マップに「Y」形状を再現した。

える影響を研究してきた。そして、非等方輻射 (降着円盤の回さらに Bullet のサイズは、妥当なパラメータセットを用いて 1

転軸方向に強く、赤道面方向には弱い) 中では、超臨界成長が桁以内で再現され IBH が分子雲に突入してコンパクトな広い可能であること、また、MBH ≳ 5 × 10 M⊙ の大質量ブラック

速度分散を形成する Bullet の shooting モデルを支持すること

ホールについて、電離領域が消滅すること (全系の中性化) を

ができた。

5

明らかにしてきた (e.g., Takeo et al. 2018, Sugimura et al.

1. Nomura,Oka&Yamada(2018)2017)。
従来の研究では簡単のため、∝ ν −1.5 という 13.6eV の電離光

36

子を最も多く放出する、ソフトな輻射スペクトルが仮定されてきた。しかし、輻射源とされる降着円盤の温度は ∼ 108 K 程度

13

重力崩壊型超新星爆発からの重力波シグナル

山本 浩之 (福岡大学 M1)

38

重力崩壊型超新星爆発 (以下単に超新星と呼ぶ) とは、太陽の約8 倍以上の初期質量を持つ恒星が、その進化の最終段階に迎え

電子イオン 2 温度磁気流体計算による宇宙
ジェット数値実験
大村 匠 (九州大学

る大爆発現象である。超新星は一天体現象でありながら、極め

宇宙物理理論研究室 D1)て多彩な天体現象の謎を解き明かす鍵を握っている。例えば、

X 線連星ジェットは、恒星質量程度のブラックホールから数超新星爆発後に残された中性子星・ブラックホールといったコ

光年に渡って伝搬している細く絞られた超音速なプラズマ流でンパクト天体の形成過程そのものであり、爆発時に合成されるある。ジェットのエネルギーの起源は、中心天体の重力エネル

元素は銀河の化学的進化・物質循環を担っている。このようなギーの解放にある。そのため、ジェットは中心天体近傍ガスの多面性から、超新星は宇宙・天文分野において最も注目される元素組成や磁場といった情報を遠方へと伝える役割を担ってい天体現象の一つである。ところがこのような重要性にも関わらる。また、ジェット伝搬によって、多数の強い衝撃波が形成されず、その根本となる爆発の物理的なメカニズムは、60 年にわたるため、衝撃波による宇宙線粒子加速の場としても注目されてる研究の歴史を持ちつつも、未だ完全には理解されていない。

いる。宇宙ジェットは高温希薄なプラズマ流であるため、流体超新星の爆発メカニズムを解明する鍵となるのが、ニュートの運動のタイムスケールよりもイオンと電子のクーロン衝突に

リノと重力波である。両者は超新星の外層を通過する際に物質よる緩和時間が長くなる。その結果、電子とイオンが異なる温とほとんど相互作用せず観測者に届くので、超新星の中心の情度を持つ 2 温度状態となる。さらには、プラズマの運動量の大報を運んでくる。しかし、超新星コアで生成されたニュートリ

部分をイオンが担っていることから、ジェットの衝撃波によっ

ノは、ニュートリノ球付近ではニュートリノ集団相互作用の効てイオンが優先的に加熱される。また、電子は輻射によってエ果、さらに地球の検出器に到達する前に物質との相互作用を受

ネルギーを失うと考えられる。したがって、ジェット内では、

けニュートリノの型が変化し、超新星中心の情報に加えて副次

電子温度がイオン温度よりも低い状態になると考えられる。し的な情報が含まれてしまっている。したがって、超新星の「生かし、ジェット内の 2 温度構造について着目した研究は、これの声」を届けるという観点からは透過性のある重力波の方がまで行われていない。そこで本研究では、磁気流体方程式に新より直接的な情報を持っている。この信号を解析することで、たに電子のエネルギー方程式を追加した 2 温度磁気流体方程式

超新星中心における物質の状態や運動を知ることが可能となによってジェット伝搬数値実験を行い、ジェット内の電子とイ

り、爆発メカニズムに迫ることができると期待されている。現

オンの温度構造違いについて検証した。その結果、ジェットの在、世界中に多くのニュートリノ・重力波検出器が存在しておホットスポットで電子温度がイオン温度よりも一桁低下するこり、日本国内でも Super-Kamiokande や KAGRA が稼働してとを明らかにした。また、求めた電子温度を用いてジェットのいる。

表面輝度を求め、観測結果との比較を行った。今後は、ジェッ

今回の夏の学校では、ニュートリノ駆動型超新星からの重力ト生成機構である降着円盤において 2 温度磁気流体方程式を用

波の定性的特徴やその放射過程について詳しく議論していきた

いた数値実験を行っていく予定である。

い。

1. Resser, S., M. et al., 2015, MNRAS, 454, 1848

1. Murphy J. W., Ott C. D., 2009, ApJ, 707, 1173-1190

37

39

ガンマ線バーストのリバースショック

セイファート銀河に強いジェットは存在す
るか？
米川 信哉 (東北大学

天文学専攻 M2)小林 敬史 (青山学院大学 M1)

活動銀河核 (AGN) とは、母銀河に匹敵するほどの光度を持つ

ガンマ線バーストのリバースショックは減光時間が短く、観測

銀河中心核である。AGN は電波の強弱による分類分けがなさが難しかったのだが、近年多波長ででの即時追観測が可能にれており、電波で非常に明るい AGN を radio-loud AGN、比なったため、リバースショックからの電磁波放射を観測できる較的低光度な AGN を radio-quiet AGN と呼ぶ。radio-loud

ようになった。リバースショックからの放射もでるとして、シAGN は全体の 10% を占め相対論的速度の噴出物 (ジェット)

ンクロトロン放射を仮定し、実際の観測結果と比べた。エネルが観測されているが、radio-quiet AGN はジェットが非常に弱ギー変換効率に幅を持たせることにより、実際の観測で暗く観

いと考えられている。しかしながら近年、radio-quiet AGN で測されたガンマ線バーストのリバースショックの残光放射を説

あるセイファート銀河の X 線の中に、ジェット放射と考えられ明することができた。

る短時間変動成分が含まれていることが指摘されている (Nodaet al. 2014;2016)。これが正しければ、セイファート銀河が強いジェットを持つことになる。
本研究では、NGC3227 や IC4329A の観測データを用いて、セイファート銀河の変動 X 線成分と電波成分を再現するシンク

14

ロトロン放射モデルを立てる。そしてそのモデルでシンクロトるのは驚くべきことである．そのため，パルサー・プラネット

ロン自己コンプトン散乱放射強度を計算し、現在建設中で TeVの形成機構が議論の対象となっている．

帯域を観測する CTA 望遠鏡で検出できるかを議論する。もし惑星系の形成には軌道の時間進化が密接に関わっている．天CTA で検出できるのであれば、セイファート銀河に強いジェッ体の軌道計算の歴史は古く，主に太陽系をその対象として発展トが存在することが確定し、CTA の観測対象が格段に増えるしてきた．Chambers et al. (1996) は，多体系の軌道計算によことになる。今回の発表ではこの研究の進捗を報告する。

り，惑星を 3 つ以上もつ系において「惑星間距離」と「軌道が安定性を保っていられる時間」に相関関係があることを示した．

1. Inoue S., Takahara F. ApJ, 463, 555 (1996)

この研究では初期の太陽系を想定しており，「惑星の質量は木星2. Noda, H., Makishima, K., Yamada, S., et al. ApJ, 794,以下」や「中心天体と惑星の距離は１ AU 以上」等の条件のも2 (2014)とで，古典力学を用いて軌道を計算していた. しかし，代表的なパルサー・プラネットである PSR B1257+12 では，惑星が高エネルギーニュートリノ現象対応天体の追観測

40

水星軌道より近い距離でパルサーの周りを公転しているため，
一般相対性理論の効果が無視できず，先行研究の手法そのまま

森田 雅大 (東京大学 理学系研究科 天文学専攻

で扱うことはできない．そこで本研究では，軌道計算手法を一M1)

般相対論的に拡張し，先行研究で古典力学を用いて調べられてニュートリノは相互作用をほとんど起こさないため、天体の内

いた「惑星間距離」と「軌道が安定性を保っていられる時間」と部機構を調査するのに有効であり、現在 IceCube 実験においの相関関係が，相対論的効果を考慮することによりどのようにて TeV から PeV に及ぶ高エネルギーニュートリノ現象の観測

変化するか調べた. 計算においては，１次のポストニュートンが盛んに行われている。このような高エネルギーニュートリノ

近似を用いた相対論的な運動方程式を採用し，それを Implicit

は、放射源からの宇宙線とガスの反応（pp 反応）や宇宙線とRunge-Kutta 法を用いて直接数値積分した．本研究では特に光子の反応（pγ 反応）によって作られるのだが、この宇宙線「中心天体と惑星との距離が近い場合」「惑星が重い場合」に着の起源については不明な点が多い。そこで現在、IceCube では

目し，古典力学による計算と相対論を考慮した計算の結果を比ニュートリノを検出するとアラートが配信される仕様になっ較し，相対論的効果がどのように現れるのか調べた．

ており、様々な波長域においてアラートとほぼ同時にフォロー

1. J. E. Chambers, G. W. Wetherill and A. P. Boss Icarus

アップ観測を行うことで宇宙線起源の解明を目指している。

119 261 (1996)

IceCube アラートは一様等方に分布しており、各アラート

2. A. N. Youdin, K. M. Kratter and S. J. Kenyon ApJ 755,の位置の誤差は半径１度ほどである。そのためフォローアップ

17 (2012)

観測を行うに当たっては、誤差円領域内を素早く観測し天体

3. M. Konacki and A. Wolszczan ApJ 591 L147 (2003)を同定することが必要であり、この役割には木曽観測所の 1m
シュミット望遠鏡を用いた視野直径 9°の広視野 CMOS カメ

42

ラ (Tomo-e Gozen) が適している。
本発表では IceCube 実験のフォローアップ観測の現状の詳細をレビューし [1]、現在自研究としても取り組む予定である、マグネターフレアに基づいた FRB 121102 の解釈
宇野 真生 (京都大学

天体核研究室 M1)

Tomo-e Gozen による追観測に際してその性能や課題から、今Fast Radio Bursts(FRB) と呼ばれる、継続時間がわずか数ミ

後の研究の展望について述べる。

リ秒程度である電波バーストの存在が観測からわかっている。

FRB 121102 のソース天体は、その継続時間が短いことから、コ

1. M.G.Aartsen, 2017, A&A, 607, A115

ンパクト天体と推測されているおり、特に、マグネターからのア

2. Morokuma,T., 2016, PASJ, 68, L941

ウトフローによって熱せられた N ∼ 1052 , EN ∼ 1048 erg, R ∼1017 cm を持つパルサー星雲と考えることができる。このようコンパクト天体を含む 4 体系の軌道安定性における相対論的効果
鈴木 遼 (早稲田大学

な天体は定期的に起こるフレアによってそのエネルギーを開放し、星雲にエネルギーを与え、FRB を引き起こすと考えられて

前田研究室・山田研究室いる。今回は、実際に FRB のソースをマグネターと考え、特D1)にマグネターからのフレアによって、FRB の観測と整合性の観測技術が目覚しい発展を遂げ，2018 年 5 月現在で 3700 以上ある結果が得られるかどうかを検証した。

もの系外惑星の存在が確認されている．多数の個性的な系外惑星雲の粒子数は巨大フレアによって生じる ion ejecta による星の中で我々が注目しているのは，パルサーを中心に複数の惑ものと整合性を持つ。また、FRB 121102 のソースは磁場の散星が公転している系（パルサー・プラネット）である．パルサー

逸や ejecta によって生じた内部衝撃波によって熱せられ、このは超新星爆発を経て形成されるので，周りに惑星が存在していような現象を考えることによって星雲の放射も説明される。ま15

た、内部衝撃波によって粒子は GHz のシンクロトロン放射を持ち出すことで，PNS の冷却が起こり中性子星へと至る．超新伴うようなラーモア回転を起こし、これは ms のスケールで観星からのニュートリノの大半はこの PNS 冷却過程で放出され，測される。さらに、フレアの ejecta は charge-starvation を起

DUNE や JUNO などの将来の高感度ニュートリノ観測装置をこすこともあり、そのとき ejecta のエネルギーの一部は真空中

用いれば，銀河系内の超新星については数千個のニュートリノ

の電磁場として放出する。

が検出されると見積もられており，詳細にニュートリノ光度，
スペクトルが観測されることが期待されている．

1. Beloborodov, Andrei M. Astrophys.J. 843 (2017)

しかし一方で，PNS 冷却過程の理論的な研究は精力的にされている [1] ものの，未だ発展途上にある．難しさの一端は，連星系中性子星の X 線時間変動と状態遷移

43

河村 浩良 (千葉大学

PNS は強い力で相互作用した高温・高密度核物質で構成されて宇宙物理学研究室 M1)

おり，ニュートリノと核物質の反応は，高密度核物質の状態方

超高度 X 線パルサーの発見等を契機として中性子星への降着流程式に依存することにある．特にニュートリノの反応率は，中の研究が活発化している。中性子星降着流では、中心天体の質

性子や陽子の感じる強い力による平均的なポテンシャルエネル

量と降着率以外に中性子星の地場の強さと中性子星の回転速度

ギーに大きく依存することが知られており [2]，状態方程式と等がパラメータとして加わるために、ブラックホール降着流に

ニュートリノ反応の一貫した取り扱いが，ニュートリノ光度や比べて時間変動のパターンが多く、理解が遅れていた。しかし、スペクトルを調べる上で重要となる．

多数の連星系中性子星の X 線観測の結果から、ブラックホール

以上を踏まえて本研究では，PNS 冷却計算に応用すること

候補天体のアウトバーストと同様に、降着率の上昇に伴って、を見据えて，核子の平均場近似を用いることで状態方程式と

硬 X 線が強い hard state から軟 X 線が強い soft state への遷

ニュートリノ反応の首尾一貫した取り扱いの定式化を行う．特移が起こり、さらに降着率が上昇すると Z-source と呼ばれる状に理論的な面で不定性の大きい状態方程式については，現実的9態へ遷移することが明らかになった。中性子星の磁場が 10 G

な核力ポテンシャルを基に構築された最新のもの [3] を用いて，より小さいとき、アルベン半径が中性子星の表面付近まで小さ

従来の相対論的平均場を用いた状態方程式との違いも比較す10

くなり、降着物質は赤道面に降着する。磁場 10 G 程度になる

る．ニュートリノ反応率の状態方程式依存性は，超新星ニューと、降着物質は磁力線に沿って磁極に降着し、X 線パルスが観トリノ観測から状態方程式に制限をかける手掛かりにもなりう

測されることがある。降着率がエディントン降着率の 10% よるため，その観点から考察した結果も発表する．

9

り小さい場合、10 G 程度の磁場でも、アルベン半径が中性子

1. K.Nakazato et al., ApJS, 215, 2 (2013)

星の半径より十分大きくなり、磁極への降着が生じることがあ

2. L.F.Roberts, S.Reddy and G.Shen, Phys. Rev. C, 86,

る。さらに降着率が低下すると、アルベン半径が共回転半径に065803 (2012)

一致したところで降着率が急激に低下し、暗い hard state に遷

3. H. Togashi et al., Nuclear Physics A, 961, 78 (2017)

移する。
今回は、以上の中性子星高嫡流の最新の描像を紹介すると

45

ともに、磁気流体コード CANS+(Coodinated Astronomical

林 航大 (京都大学

Numerical Software) を用いた中性子星の周りの降着円盤のシミュレーションの今後の計画について発表する。

1. Homan et al.

とそこからの放射について議論する。

Astrophysical Journal, 719 p.201-212

中性子星のうち少なくとも 10% は B > 1014 G の強磁場を持つマグネターとして生まれると考えられている。マグネター

2. Asai and Matsuoka (2012)はその活動期には Soft Gamma Repeaters または Anomalous

3. Takahashi (2017)

X-ray Pulsar として観測されてきた。また、散発的に起こる
X-ray outburst の他にも、継続的な活動として表面からの原始中性子星冷却におけるニュートリノシグナル
杉浦 健一 (早稲田大学

基礎物理学研究所 M1)

本発表では論文 [1] に従って、マグネター周りのコロナの形成(2010)

44

マグネターにおけるコロナの形成と放射kB T ∼ 0.5keV の黒体放射、10keV 以上で支配的になる放射が観測されている。高エネルギー (10keV 以上) で支配的になる

前田研究室・山田研究室

継続的な放射 (L ∼ 1036 erg/s) はマグネター周りのプラズマでM2)形成されるコロナから放出される可能性が示唆されている。

超新星爆発は，宇宙におけるニュートリノ発生源の一つとして本発表では、偶発的に起こる星震で生じるねじれた外部磁場

知られている．大質量星が超新星爆発を起こすと，その中心部によってコロナが形成されることを見る。具体的には次のようには原始中性子星 (PNS) が形成される．PNS はニュートリな過程を考え、数値的に調べる。強磁場のもとでは磁場のねじノを内部に溜め込んだ高温な星であり．このニュートリノがれによって形成される誘導電場が星表面の粒子を加速し、そのPNS 内部の物質と反応しながら外部に放出されエネルギーを粒子による放射が雪崩的な e± 対生成を引き起こす。形成され16

た e± プラズマが ∇ × B = 4π
c j によって要求される電流を担クホール天体の生成現場であり、爆発の際に形成される元素組

い、また遮蔽によって誘導電場を制限する。重力で星表面に落成は銀河の化学進化にも重要な役割を果たしていると考えらち込む粒子と、対生成で生じる粒子が自己組織化臨界の状態でれており、天文学や高エネルギー宇宙物理分野において最も注

動的な平衡が実現されるように誘導電場が維持される。これに目される天体現象の一つである。しかし、重力崩壊型超新星爆より、磁力線に沿った電圧が 1GeV 程度になり、ジュール散逸

発がどのような過程により起こっているのかは、長い研究の歴36によるエネルギー散逸率 (∼ 10 erg/s) が観測されているもの

史を持ちつつも未だ解明されていない。この現象を解明するにと同程度になることを見る。

あたって、まず内部コアで起こっている現象を理解する必要がある。

1. Beloborodov, A.M., & Thompson, C. 2007, Ap&SS, 308,

重力崩壊が進み中心密度が核密度に達したとき、核力によっ

631-639て急激に圧力があがるため内部コアが外側の物質をはじき返

2. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. 2017, ARA&A, 55,

し、内部コア表面に衝撃波が形成される。しかしこの衝撃波は、

261

46

その背面で鉄の光分解とニュートリノ冷却によりエネルギーを失い、およそ半径が 100-200km の地点で一度失速し、外側からCommon Envelope 初期段階における暴走的

落下する物質の運動量とつり合う点で停止してしまう。停止し落下た衝撃波が復活するにあたって重要になるシナリオが、ニュー鈴木 方隆 (東北大学

天文学専攻 M1)

トリノ加熱メカニズムである。ニュートリノによって再加熱さ

高輝度赤色新星の放射には２つの特徴がある。まず、可視光れた衝撃波は再び外側に向かって動き出し、星の表面まで達し域にピークを持つ急激な放射をした後、減衰しながら放射のて超新星として観測されると考えられている。

ピークが赤外線に移っていくことである。二つ目は、急激な

今回の夏の学校では、超新星はどのようなメカニズムで起こ放射の前に周期的な放射が見られることである。これらの特るのか、そしてニュートリノはどのように衝撃波を再加熱し復徴は、連星が外層を共有するほど接近しているとき (common

活に導くのかについて、最新の多次元シミュレーションの結果

envelope 期) の放射によって説明できると考えられている。

を交えながら詳しく議論していきたい。

重力波が観測されるようなコンパクト連星の形成にも関係している。本講演では連星の軌道進化を数値的に計算した、「Runaway Coalescence at the Onset of Common Envelope

1. Kei

Kotake,KatsuhikoSato&Keitaro

Takahashi

2006,Rept.Prog.Phys 971-989

Episodes (Macleod, Ostriker and Stone 2018)」をレビューをする。

48

この論文では、重い星からより軽い星への不安定な質量輸送の流体計算を行っている。特に質量輸送が始まり、軌道半径が超新星爆発シミュレーションにおけるニュート
リノ輻射流体計算法

急激に減少して重い星の外層に他方の星が飛び込んでいく過程

岐部 秀和 (福岡大学 M1)に着目している。結果として、連星系から吹き出すガスの形状

太陽の約８倍以上の質量をもつ恒星は、元素合成の最終段階では連星間距離が小さくなるにつれて大きく変化することが分

中心部に鉄のコアを形成する。この鉄コアが重力的に不安定にかった。連星間距離が大きいときはラグランジュ点からガスがなることで急激に潰れ（重力崩壊）、それによって生じる爆発が細く吹き出し、連星間距離が小さくなると広範囲に放出される。

重力崩壊型超新星爆発である。この現象は、自然界の４つの相

この過程を通して、質量放出率が一桁増加する。このような遷互作用がすべて関与して起こるという点で非常に興味深い。し

移過程が、高輝度赤色新星のような特徴的放射を説明しうるこ

かし、重力崩壊型超新星爆発がどのような過程で起こっているとを見ていく。

のかは、過去４０年以上にわたる理論研究にも関わらず未だ完
全には理解されていない。

1. Morgan Macleod, Eve C. Ostriker and James M. Stone

大質量星のコアでは、電子捕獲反応と光分解により重力崩壊

arXiv:180303261v1 (2018)

がカタストロフィックに進み、中心密度が核密度に到達すると

2. R. Tylenda et al. arXiv: 1012.0163v2

47

中心で核力による急激な圧力上昇が起きる。その情報が亜音速で伝わり遷音速点；原始中性子星の表面で、衝撃波が形成され

重力崩壊型超新星爆発のメカニズムる。しかしこの衝撃波は、その背面での鉄の光分解とニュート

秀島 健太 (福岡大学 M1)

リノ冷却によりエネルギーを失い一度、失速してしまう。この太陽の約８倍以上の重さをもつ恒星は進化の最終段階において失速した衝撃波を復活させるシナリオとして、最も有力視され中心部に鉄のコアを形成する。この鉄コアが重力的に不安定にているのがニュートリノ加熱メカニズムである。ニュートリノ

なって急激に潰れ始め（重力崩壊）、それによって生じる爆発

によって再加熱された衝撃波は再び外側に向かって動き出し、が重力崩壊型超新星爆発である。この現象は中性子星やブラッ

星の表面まで到達すると超新星として観測されると考えられて17

いる。ただし、この一連の流れを数値的に解くためにはニューics. Landau and Lifshitz Course of Theoretical Physics

トリノ輻射場と流体の間のエネルギー、運動量のやり取りを正(Butterworth-Heinenann, Washington, DC, 1997), Vol.

確に解く必要がある。このニュートリノ輻射輸送問題をまとも

10, Chap. VI.

に解こうとすると、ニュートリノの分布関数に関するボルツマ

3. F. Capozzi, B. Dasgupta, E. Lisi, A. Marrone, and A.

ン方程式を差分化して解く必要があるが、その分布関数は時間、Mirizzi, Phys. Rev. D 96, 043016 (2017)

空間、位相空間の７変数に依存するので計算量が膨大になる。
よって、現時点では何らかの近似を用いて解く必要がある。

50

今回の夏の学校では、超新星におけるニュートリノ輻射輸送問題をどのように数値的に解くのか、その歴史的な流れを追っていき、また最新の計算手法についても紹介していきたい。

Improvement points to get more accurate
distance value to type Ia supernova throughdust extinction

Yun JeUng (広島大学 高エネルギー宇宙・可視赤外線天文学研究室 M1)

1. M. Liebendorfer, S. C. Whitehouse, & T. Fischer 2009,

It is widely known that Type Ia supernovae (SNe Ia) are used

The Astrophysical Journal, 698:1174-1190

to measure their distances. However, the explosion nature is
still unclear until today. We can demonstrate the progenitor

ニュートリノ集団振動の 4 次元的摂動に基づいた絶対的・対流的不安定性

49

森長 大貴 (早稲田大学

system if the signature of the circumstellar material (CSM)
is obtained. In this decade, observational diversity has been
discussed based on their expansion velocities of the ejecta.

前田研究室・山田研究室

I discuss the relationship between the CSM signatures andM2)ejecta properties among SNe Ia.

重力崩壊型超新星爆発は、重力崩壊を起こした星が中心に原始In this paper, the authors divide supernovae into two cat-

中性子星を形成し、そこから放出されるニュートリノが周囲の

egories based on expansion velocity. SNe having the high-

衝撃波に吸収されることで発生すると考えられている。このvelocity features are HV SNe Ia. On the other hand, the時、ニュートリノの吸収効率は電子型ニュートリノが他のフothers having the low-velocity features and averaged lumi-

レーバーを圧倒するため、フレーバーを変化させるニュート

nosities are normal SNe Ia. Some SNe Ia are suﬀered from

リノ振動を適切に扱う必要がある。ところが原始中性子星周辺で実現されるニュートリノの密度が極めて高い環境下では、
ニュートリノ同士の自己相互作用に誘起されるニュートリノ集式

strate that the dust extinction coeﬃcients of HV SNe Ia arequite low (Rv 1.6) comparing to those of normal SNe Ia

団振動と呼ばれる現象が発生し、ニュートリノ集団振動の発展
方程式が数値的にも解くことが困難な

the extinction by the host galactic dust. Authors demon-(Rv 2.4). These indicate that the dust should be related to

非線形積分偏微分方程be the explosion nature of SNe Ia, suggesting that some SNeとなる。そこでニュートリノ振動が起きていない状態（フIa have a circumstellar dust. It can give a constraint on the

レーバー固有状態）に対して加えた微小な摂動が成長するか減衰するか、つまりフレーバー固有状態の安定性を見ることで、フレーバー転換の有無を判定する線形安定性解析が行われてきprogenitor scenario, e.g., single-degenerate scenario.
Also, authors used average value of their examined supernovae because they examined 158 supernovae. However,た [1]。この時、摂動に対する解の安定性は、線形化された偏微

among these 158 SNe, there are some good SNe that fit well

分方程式に加えた外力に対する応答の様子で、安定、絶対的不安定、対流的不安定という 3 種類に分類することができる [2]。
先行研究ではニュートリノの角度分布として 2-beam 模型と呼with the theory, on the other hand, some other SNe are affected by severe scatter eﬀect. Therefore, it is also interesting research to compare these two groups by selecting 10 SNe

ばれる簡単な模型を仮定した場合の安定性解析が行われ、モデ
ルパラメータと安定性の関係が調べられている [3]。ところが、この先行研究では 1 次元空間に制限された摂動のみしか扱えてthat have good results and other 10 SNe that are aﬀected byscattering.
By further refining these parts that I mentioned above, we

いないという問題があったため、空間 3 次元的な摂動を扱い解

can provide more useful tools for cosmological studies.

析を行う必要があった。そこで本研究では時空 4 次元的な摂動を扱うことで、先行研究の時空 2 次元的な摂動の場合と結果を

1. X. Wang 2009ApJ...699L.139W

比較し、絶対的不安定性が 4 次元的な摂動の下では消滅すると

2. R. Amanullah MNRAS.stv1505

いう重要な結果を示した。

1. I. Izaguirre, G. Raﬀelt, and I. Tamborra, Phys. Rev.
Lett. 118, 021101 (2017).
2. E. M. Lifshitz and L. P. Pitaevskii, Physical Kinet18

51

フェルミガンマ線宇宙望遠鏡による新星と超新星の調査
宇都宮 拓哉 (立教大学 M1)

観測的な天文学には、観測する電磁波の違いによって、赤外線
天文学や X 線天文学、ガンマ線天文学などがある。その中でも、宇宙から飛来するガンマ線を観測して研究するガンマ線天文学では、観測対象として、超新星残骸や活動銀河、ガンマ線
バーストなど、宇宙の高エネルギー現象や遠方の宇宙の現象などがある。本研究では、2008 年に NASA によって打ち上げられたフェルミ・ガンマ線宇宙望遠鏡によるデータ解析を行う。
フェルミ衛星は、アメリカ、フランス、日本などによる研究組
織によって、共同開発され観測が始まった。観測波長は、ガンマ線であり、2018 年現在も観測を続けている。今回、観測対象としては宇宙の高エネルギー現象の一つである新星、超新星について調査する。新星とは、激変星の一種で、白色矮星と巨星の近接連星系において、白色矮星の表面での爆発により、明るさが劇的に増える現象である。発生原理としては、巨星からガスが白色矮星に流れ落ちて表面に降り積もり、その物質が、白色矮星の強い表面重力によって熱核暴走反応を起こし爆発を起こすというものである。超新星は、大質量星が最期を迎えるときに起こす大規模な爆発現象で、I 型や II 型など種類がある。I
型は新星と発生原理が似ており、II 型は、重い恒星が自身の重力により収縮し、中心部が重力崩壊を起こし、大爆発を起こすというものである。新星については、フェルミ衛星による観測がすでに行われている。しかし、実際にフェルミの感度の GeV
帯域のガンマ線が検出されている新星の数は 10 個程度と少な
いため、それらの新星やそれ以外のものについて、さらに解析していきたいと思う。超新星については、フェルミ衛星の観測可能な GeV 帯域のガンマ線の観測がまだできておらず、その帯域のガンマ線の観測を目指している。

1. シリーズ現代の天文学 8 ブラックホールと高エネルギー
現象

2. A.

Franckowiak,P.Jean,M.Wood,C.C.Cheung,

and

S.Buson A&A 609, A120 (2018)19