中性子星の観測的研究の進展

榎戸輝揚 (Teruaki Enoto)@teru_enoto(理化学研究所 / RIKEN)
2022年9月22日 9:00-10:00
基研研究会「熱場の量子論とその応用」(1時間)https://www.riise.hiroshima-u.ac.jp/TQFT/html2022/tqft2022.html

本日の話題• 中性子星の観測的な多様性（特にマグネター）• 国際宇宙ステーションに搭載された NICER• 中性子星の質量と半径を宇宙観測で計測する• かにパルサーの巨大電波パルス（高速電波バースト）2

中性子星 (Neutron star)Supernova Remnant
Cassiopeia A
4-6 keV X-rays (white)
Fe (red)Si, Mg (green)
Ti (blue)

中性子星： 半径 R~12 km, 質量 M~1.4 Msun
大質量星の重力崩壊で誕生する©NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO, Grefenstette et al., 2014, Nature
榎戸輝揚, 物理学会・領域2シンポジウム「高強度パワーレーザー及びＸ線自由電子レーザーを活用したプラズマ科学の展望」2015年9月18日

t started 50 years ago as a ‘smudge’ on paper has flourished into a fundamental field of astrophysics replete
unexpected applications and exciting discoveries. To celebrate the discovery of pulsars, we look at the past,ent and future of pulsar astrophysics.

パルサーの発見(1967年)は
55年前
PERSPECTIVE

論文の出版は翌年、Hewish, Bell, et al., Nature (1968)

Taylor and Russell Hulse in 1975 of a pulsar
y years ago this month, Jocelyn Bellin a binary system with another neutron
urnell (pictured) had already seen
star. The orbit of the pulsar was observed
e recurring blips on her hundredsto shrink in the exact way that Einstein’s
tres-long chart paper that was being
general theory of relativity predicted if theed out by the newly minted 4-acresystem was emitting gravitational waves
adio telescope at Cambridge, UK.
(and brought in another Nobel Prize
her with her PhD advisor, Antony
for the pulsar field). Today, we are noth, they were hard at work trying to
only detecting pulsars and neutron stars
stand their nature and the source thathave generated them. The study of what from space (see the Mission Control by
Keith Gendreau and Zaven Arzoumanian),w know as pulsars has developed into
but a network of pulsars is poised to
ant field of research that touches upon
become the largest gravitational-wave
t all areas of astrophysics and beyond:detector at our disposal (see the Article
tellar astronomy, to the physics ofby Chiara Mingarelli and collaborators
nsed matter, to gravitational waves andand the Comment by Andrea Lommen).
ry fabric of our Universe. In thisGravitational-wave detection aside, pulsars
ssue we bring together some of the
パルサー発見の電波望遠鏡
are now being used to probe the most
xciting pulsar science and reflect on
Four-acre
array
Astronomy
Observatory,
Cambridge,
fundamental
propertiesof spacetime
ure directionsof thefield.at the Mullard RadioUK, ofCredit:GrahamBurnell,
2017, Nature
the Comment
by Kuoastronomy)
Liu and Ralphe discovery
pulsars
requiredWoan
the (J. B.(see4 of a self-professed imposterEatough) and of condensed matter. Some
venesshave very little information on thesities and consequently there is a
the interior with relatively few obknow of one or two heavy pulsar
solar masses, which implies someknow that there must be superfluidrotation is likely to be quantized w
Sudden unpinning of these vorticeword that has now entered common
is a sudden increase in rotation spe
nential or several-exponential) retu
Pulsars can be used as tools foralong their lines of sight. Our know
Jocelyn
Bell
Burnellさんelectrons in the galaxy is now much
Credit: Daily Herald Archive 1
this medium is still being revealed
SSPL / Getty Images
Pulsars make remarkably stable天文月報 1969年7月 の鶴田幸子先生の記事

5

中性子星の研究史は、ほぼ１世紀•1932年

チャドウィックが中性子を発見 (1935年にノーベル物理学賞）•1934年

バーデとツビッキーが、超新星爆発の後に、中性子からなる天体が残る可能性を指摘•1939年

オッペンハイマーとヴォルコフが、中性子星の質量と半径を理論的に計算•1967年

ベルとヒューイッシュが、パルサー PSR B1919+21を発見 (1974年にノーベル物理学賞）•1968年

かに星雲の中心に、かにパルサーが発見される•1974年

ハルスとテイラーが連星パルサーで重力波の間接的な証明（1993年にノーベル物理学賞）•1979年

大マゼラン雲にあるマグネター SGR 0526­66 から軟ガンマ線での巨大フレアが検出•1982年

バッカーらが、最初のミリ秒パルサー PSR B1937+21 を発見•1992年

ミリ秒パルサー PSR B1257+12 に、複数の惑星が発見•2007年

ロリマーらが、パークス電波望遠鏡のアーカイブデータに最初の高速電波バーストを発見•2017年

LIGO と Virgo が連星中性子星の合体にともなう重力波イベント GW170817 を検出•2020年

銀河系内のマグネター SGR 1935+2154 から FRB とＸ線バーストが同時に観測

6

発見より30年以上も前から、中性子星の内部構造や質量と半径の理論計算→ 宇宙観測と原子核研究のクロスオーバーの意義を何よりも表す歴史宇宙科学に関係するノーベル物理学賞

7•1936年 ヘス, 宇宙線の発見•1967年 ベーテ, 原子核反応理論への貢献、特に星の内部におけるエネルギー生成に関する発見•1974年 ライル, 電波天文学における先駆的研究（観測および発明、特に開口合成技術に関して）•1974年 ヒューイッシュ, 電波天文学における先駆的研究（パルサーの発見に果たした決定的な役割）•1978年 ペンジアスとウィルソン, 宇宙マイクロ波背景放射の発見•1983年 チャンドラセカール, 星の構造および進化にとって重要な物理的過程に関する理論的研究•1983年 ファウラー, 宇宙の化学元素の生成で重要な原子核反応に関する理論的および実験的研究•1993年 ハルスとテイラー, 重力研究の新しい可能性を開いた新型連星パルサーの発見•2002年 ジャコーニ, 宇宙X線源の発見を導いた天体物理学への先駆的貢献•2002年 デイビスと小柴, 天体物理学への先駆的貢献、特に宇宙ニュートリノの検出•2006年 マザーとスムート, 宇宙マイクロ波背景放射が黒体放射およびその非等方性の発見•2011年 パールマッター, シュミット, リース, 遠方の超新星の観測を通した宇宙の加速膨張の発見•2015年 梶田とマクドナルド, ニュートリノが質量を持つことを示すニュートリノ振動の発見•2017年 ワイス, バリッシュ, ソーン, LIGO検出器および重力波の観測への決定的な貢献•2019年 マイヨールとケロー, 太陽型恒星を周回する太陽系外惑星の発見•2019年 ピーブルス, 物理宇宙論における理論的発見
何らかの形で特に•2020年 ゲンツェルとゲズ, 銀河系の中心にある超大質量コンパクト天体の発見
中性子星に関係する研究F

パルサー発見から半世紀

ifty years ago this month, Jocelyn Bell
Burnell (pictured) had already seen
the recurring blips on her hundredsof-metres-long chart paper that was being
churned out by the newly minted 4-acrearray radio telescope at Cambridge, UK.
Together with her PhD advisor, Antony
Hewish, they were hard at work trying tounderstand their nature and the source that
could have generated them. The study of what
we now know as pulsars has developed into
a vibrant field of research that touches upon
almost all areas of astrophysics and beyond:from stellar astronomy, to the physics ofcondensed matter, to gravitational waves andthe very fabric of our Universe. In thisfocus issue we bring together some of themost exciting pulsar science and reflect on
the future directions of the field.
The discovery of pulsars required theattentiveness of a self-professed impostersyndrome-suffering PhD student (whose
contribution was disappointingly snubbed
when the Nobel Prize committee came
knocking), the prowess of a novel telescopeprobing new parts of parameter space andof course the collective thinking of ourcommunity to figure out what these blips
were (see the Perspective by Jocelyn Bell
Burnell). Pulsars are the end products ofmassive stellar evolution, compact stars
made primarily out of neutrons, often
spinning at dizzying speeds (up to ~0.24

Taylor and Russell Hulse in 1975 of a pulsar
in a binary system with another neutronstar. The orbit of the pulsar was observed
to shrink in the exact way that Einstein’s
general theory of relativity predicted if thesystem was emitting gravitational waves(and brought in another Nobel Prize
for the pulsar field). Today, we are not
only detecting pulsars and neutron stars
from space (see the Mission Control by
Keith Gendreau and Zaven Arzoumanian),but a network of pulsars is poised to
become the largest gravitational-wave
detector at our disposal (see the Article
by Chiara Mingarelli and collaboratorsand the Comment by Andrea Lommen).
Gravitational-wave detection aside, pulsars
CP1919are now being used
to probe the mostfundamental
propertiesof spacetime(PSR
J1921+2153)(see the Comment
by KuosLiu and Ralph
P=1.33
Eatough) and of condensed matter. Someof these topics were discussed recently at
the IAU Symposium 337 on the occasionof the pulsar discovery (summarized in the
Meeting Report by Nanda Rea) that took
place on the grounds of the Jodrell Bank
Observatory — itself celebrating 60 years of
discoveries in pulsar research and beyond(see the Perspective by Andrew Lyne
and Ian Morison).
The discovery of pulsars was not only
fortuitous but more importantly it wasserendipitous. When the Cambridge

1967年11月28日

Credit: Daily Herald Archive
SSPL / Getty Images
Credit: Daily Herald Archive / SSPL / Getty Images

probing a new niche of the phase space,serendipitous discoveries are bound tohappen, as long as we have vigilance andan open mind to identify them as such
— attributes Bell Burnell and Hewish
did have. Nowadays, however, not many

1996ApJ...468..779M

パルサー発見から半世紀
1968年
若い

(+1年)

Chandra, Hubble, and Spitzer image

k
1
0.

かに星雲
かにパル

yr

10

P=0.033 s

低周波電波

r
y
k

Crab Pulsar(PSR B0531+21)

P = 33 ms
Pdot = 4.2x10-13 s/s

1

r
y
M

CP1919老齢

回転駆動型パルサーの世界

赤外線

Spin-down Lsd ➡ radiation

可視光τch = P/(2Pdot) = 1200 kyr
歴史記録1054AD➡963 yr

X線
軟ガンマ線

David A. Moffett et al., ApJ 468, 779-783 (1996)

パルサー発見から半世紀
Count (0.25 s)-1

1979年

軟ガンマ線リピーター登場
Soft GammaSGR
Repeater(SGR)
1900+14

SGR 0526-66(+12年)

27 Aug. 1998

歴史上３例の
巨大フレア
SGR 0526-66 (79’)
SGR 1806-20 (98’)
SGR 1900+14 (04’)

4

Crab Pulsar
10

3Count (0.25 s)-1

CP1919c.f., 超新星爆発 (重力崩壊型/Ia型) E~1051 erg

SGR 1806-20

Spike Lx~1044-46 erg/s
10

4

10

3

27 Dec. 2004

Tail E~1044 erg
102

0

50

100

150

200

250

300
Time (s)パルサー発見から半世紀
1 0 15

1987年(+20年)

Crab Pulsar
10 11

強磁場
G

B

P Ṗ

特異Ｘ線パルサー

SGR 0526-66
Anomalous X-ray Pulsar (AXP)
1 0 14GSNR CTB 109
1E 2259+586
1 0 13G
1 0 12GG

CP19191E 2259+586

Sasaki et al., 2004

連星中の電波パルサー
ミリ秒パルサー

弱磁場

Lx > Lsd エネルギー源は?
SGR+AXP=強磁場天体?

中性子星の多様性: 進化の統一的理解へ
10-10

2500個以上のパルサー(銀河系に 105 個存在?)• 可視光 ~20 天体• X線 ~100 天体• ガンマ線 ~200 天体

2017年
ATNF v1.57

10-12

周期変化率 (s/s)

10-14

10-21

TE, Kisaka, Shibata, 2018

10-2

0.1

1

自転周期 (s)1012中性子星の多様性: 進化の統一的理解へ
10-10

10-12

若い

強磁場
マグネター

強磁場パルサー
XDINS
電波パルサー

周期変化率 (s/s)

10-14

10-21

「中性子星」研究の醍醐味は基礎物理と多様性が両立！

CCO
連星中の電波パルサー
ミリ秒パルサー

老齢

弱磁場
10-2

0.1

1

自転周期 (s)2500個以上のパルサー(銀河系に 105 個存在?)• 可視光 ~20 天体• X線 ~100 天体• ガンマ線 ~200 天体

統一的理解への挑戦（どう進化するか？）

10
13

Energy sources of neutron stars

Rotation

Accretion
Radio Pulsar(Millisecond Pulsar)

High Mass X-ray Binary
Low Mass X-ray binary

ThermalMagnetic
Compact Central Object
X-ray Dim Isolated NS

Soft Gamma Repeater
Anomalous X-ray Pulsar

14

Neutron stars as laboratories for extreme physics• Dense nuclear matter, strong gravity, rapid rotation, and strong magnetic field
Rotation Period P ~ 1 s(~2 ms -- 5 hour)(Angular momentum)

Supernova Remnant
Pulsar Wind Nebula

NormalStar

Temperature T ~ 106 K

Source ofDiversity(~105 K --107 K)

NS•

Accretion Rate M

Important for theEquation of State
Magnetic Field B ~ 1012 G(~108 G --1015 G)

Mass M ~1.4M⊙ (~1.0M⊙--2.0M⊙)
Radius R~12 km (~8 km--14 km)

1 T = 104 G

15

Reports on Progress in Physics
Rep. Prog. Phys. 82 (2019) 106901 (54pp)

https://doi.org/10.1088/1361-6633/ab3def

Review

Observational diversity of magnetizedneutron stars
Teruaki Enoto1 , Shota Kisaka2,3,4 and Shinpei Shibata5
1

Department of Astronomy and The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University, Kyoto
606-8302, Japan
2
Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University, Sendai, 980-8578, Japan
3
Astronomical Institute, Tohoku University, Sendai, 980-8578, Japan
4
Department of Physics and Mathematics, Aoyama Gakuin University, Sagamihara, 252-5258, Japan
5
Department of Physics, Yamagata University, Kojirakawa 1-4- 12, Yamagata, 990-8560 Japan
E-mail: teruaki_enoto@10.alumni.u-tokyo.ac.jp, kisaka@astr.tohoku.ac.jp
and shibata.shimpei@gmail.com
Received 8 August 2018, revised 8 May 2019
Accepted for publication 22 August 2019
Published 24 September 2019
Corresponding Editor Professor Gordon Baym

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1361-6633/ab3def
Python code to daw P-Pdot diagram
https://colab.research.google.com/drive/1hrA6KDAILf1IJT9NinFYlR6X9iskG_td

Abstract

Young and rotation-powered neutron stars (NSs) are commonly observed as rapidly-spinning16

本日の話題• 中性子星の観測的な多様性（特にマグネター）• 国際宇宙ステーションに搭載された NICER• 中性子星の質量と半径を宇宙観測で計測する• かにパルサーの巨大電波パルス（高速電波バースト）17

Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER)Soft X-ray timing spectroscopy for neutron star structure,dynamics, and energetics as the ISS external attachedpayload with active pointing, launched on June 3, 2017

© NASA/GSFC, NICER Team• Energy band : 0.2-12 keV (Resolution :140 eV @ 6 keV)
• Time resolution : <100 ns RMS(absolute)• Non-imaging FOV 6 arcmin diameter• Background : < 0.5 cps• Sensitivity: 1×10-13 erg/s/cm2 (5σ, 0.5-10
keV, 10 ksec exposure for Crab-like)• Max rate: ~38,000 cps (3.5 Crab)
Gendreau et al., SPIE (2012), Arzoumanian et al., (2014)18© NASA/GSFC, NICER Team(c) NICER Team
(PI: K. Gendreau, NASA/GSFC)• Energy band : 0.2-12 keV (Resolution : 140 eV @ 6 keV)
• Time resolution : <100 ns RMS (absolute)• Non-imaging FOV 6 arcmin diameter• Background : < 0.5 cps• Sensitivity: 1×10-13 erg/s/cm2 (5σ, 0.5-10 keV, 10 ksec exposure for Crab-like)• Max rate: ~38,000 cps (3.5 Crab)

Gendreau et al., SPIE (2012), Arzoumanian et al., (2014)

Ｘ線集光系 (X-Ray Concentrator optics; XRC)
Single reflection, grazing-incidence nested gold-coated Al foils• Multiple 24 shells are confocally nested to
135 mm

111 mmincrease an effective area. (24x56=1344 foils)• Grazing incidence optic of a parabolic gold
surface to focus X-rays onto a detector (2 mm).
• Focal length = 1085 mm• Total effective area > 1800 cm2 @1.5 keVNASA 検出器チームの一員として
Ｘ線集光系の開発と製作に携わる
20

Sillicon Drift Detectors (SDDs)
Resolution : 140 eV @ 6 keV, Time resolution : <100 ns RMS (absolute)
Radiation
shielding
Au/Ag “traffic cone”

Pb collar

Pb disk

2017年6月3日 スケースＸ社による打ち上げNICER を搭載したファルコン９ロケット@ケネディ宇宙センター
22 Webcast” YouTube: https://www.youtube.com/watch?v=JuZBOUMsYws
SpaceX “CRS-11 Hosted

2017年6月3日 スケースＸ社による打ち上げ

Buzz Aldrin

榎戸

K. Gendreau

NICER を搭載したファルコン９ロケット@ケネディ宇宙センター
SpaceX “CRS-11 Hosted
23 Webcast” YouTube: https://www.youtube.com/watch?v=JuZBOUMsYws

NICER の大有効面積の威力• 1.5 keVでXMM-Newton 衛星の約2倍にあたる1900 cm2の有効面積を使い、かにパルサーの巨大電波パルスに伴うX線増幅を発見
24

Enoto et al., Science, 372, 187-190 (2021) [arXiv: 2104.03492]

NICER の大有効面積の威力• 1.5 keVでXMM-Newton 衛星の約2倍にあたる1900 cm2の有効面積を使い、かにパルサーの巨大電波パルスに伴うX線増幅を発見
25

Enoto et al., Science, 372, 187-190 (2021) [arXiv: 2104.03492]

集光性能の威力: かにパルサーのＸ線パルス(Credit) NASA

パルス検出の有意性
10

Ｘ線スペクトル

0

104
5

10-10

Counts s-1 keV-1

Null hypothesis probability

偽検出の確率

3

10-20
10
10

102

1

-30

かにパルサー+星雲
1.1 104 cps (0.3-10 keV)~370 photons/cycle

バックグラウンド

より有意な検出
10-40

0

0.5

1

1.5

2

2.5

Exposure(s)
積分時間 (sec)

3

3.5

4

0.2

1.0
3.0
エネルギー (keV)

10.0• パルス信号は約 1 秒で統計的に有意な検出に到達！ひとみ SXS の約50倍の統計
4 cps)
パイルアップ、デッドタイム、データ転送の影響なし(スループット
3.8
10
•

26

MAXI-NICER 連携 OHMAN 計画
全天Ｘ線観測装置 MAXI

NICER
突発天体
アラート

迅速に深く観測浅く広く新天体を監視

MAXI で見つけた天体を NICER でフォローアップ観測。
すでにブラックホールや星のフレアで成果があがっており、
宇宙ステーション上での「国際連携」への米国の期待は大きい
On-orbit Hookup of MAXI and NICER (OHMAN) 計画

本日の話題• 中性子星の観測的な多様性（特にマグネター）• 国際宇宙ステーションに搭載された NICER• 中性子星の質量と半径を宇宙観測で計測する• かにパルサーの巨大電波パルス（高速電波バースト）

28

解 説

中性子星の質量と半径• 以下の話題をレビューする。
• 高密度核物質の状態方程式を理解するために、天体観測はどんな貢献できるのか？
• 最新の宇宙Ｘ線による質量と半径の測定か
ら、状態方程式はどう制限されたのか？
• 状態方程式が制約されると、宇宙観測からどのような新しい知見を与えられるか？
(榎戸, 安武「宇宙観測で見えてきた中性子星の状態方
程式」日本物理学会誌2021年10月号)
29

宇宙観測で見えてきた中性子星の状態方程式
榎戸輝揚

安武伸俊

理化学研究所榎戸極限自然現象理研白眉研究チーム

千葉工業大学情報科学部 /日本原子力研究開発機構

teruaki.enoto＠riken.jp

nobutoshi.yasutake＠p.chibakoudai.jp

中性子星は，太陽よりも 1 桁大きな質量は常に大きな問題となる天体までの距離測の恒星が寿命を迎え，重力崩壊して残され定の難しさもあり，信頼性のある測定が難る高密度（コンパクト）天体である．半径しかった．

10 km ほどの中性子星が太陽の 1.4 倍もの

近年の多波長観測の進展により，中性子質量をもつため，内部は原子核の密度を超星の観測的特徴の理解が進み，その多様性

える高密度となる．中性子星は，およそ半は「中性子星の動物園」とよばれるように

世紀前に周期的に電波で明滅するパルサー

なった．このような観測的多様性は，天体として発見され，これまでに銀河系や近傍の質量と半径の違いのみならず，中性子星の銀河に 2,800 個を超える天体が見つかっの表面磁場の強度や構造，温度分布，自転ている．中性子星は表面から放出される光周期などの違いによって生み出されたものが曲がるほどの強い重力場をもち，量子電で，質量と半径の測定を行うときには邪魔

磁力学における臨界磁場を超える強磁場のな不定性を生み出しうる．しかし，これら物理現象が発現するなど，極限物理の実験の特徴を注意深く理解していくことで，い室である．そのため，天文学のみならず基

くつかの種族の天体やそこで起きる現象を礎物理の観点からも関心がもたれている．

うまく利用して，中性子星の質量と半径を中性子星が理論的に提唱された時代から，
この奇妙な星内部の高密度な核物質の状態――用語解説――
中性子星の高密度状態：
高エネルギー状態であるクォーク物質やハドロン物質を表す QCD 相図（下図）において，低温・高密度の領域はよくわかっていない．符号問
題のため格子 QCD による第一原理計算が破綻することや，
この領域を直接的に制限できる原子核実験もないためである．特 に こ の 領 域 で は，カ
ラー超伝導とよばれるエキゾチックな物質状態が理論的に予言されており，物性的観点からも関心を集めている．一方で，この領域はまさに中性子星の内部に対応しているため，天文観測が重要な役割を担っている．

測定できることがわかり，複数の有効な手法が提案されるようになってきた．

方程式の解明は，重要な未解決問題であり

国際宇宙ステーションに搭載された X続けてきた．星の中心部は，地上の原子核線望遠鏡 NICER（Neutron star Interior Com-

実験では到達できない密度領域にある．状

position ExploreR）は，高 い 集 光 能 力 を 活

態方程式のミクロな密度と圧力は，天体のかして複数のミリ秒パルサーを観測し，内部構造を考えて積分すると，中性子星のgravitational light-bending を用いた中性子星

質量と半径のマクロな物理量に対応する．

の質量と半径の測定から，状態方程式を明したがって，質量と半径を宇宙観測で測定らかにするプロジェクトである．打ち上げすることで内部の状態を調べることができ後，手始めに 4.87 ミリ秒で自転する孤立る．このように中性子星は，天文学と原子

中性子星 PSR J0030＋0451 で 10% の精度で核物理の融合的な研究対象といえる．

質量と半径を測定した．さらに，シャピロ

天体の質量は，連星運動をするパルサー

遅れの電波観測から，連星中のミリ秒パルの規則的な電波パルスの測定から精度よくサーで質量が太陽の 2 倍を超えると明らか求められる場合も多い．一方，電波放射がになった PSR J0740＋6620 の測定も報告さ星表面から離れた磁気圏に由来するため，

れ，今後の観測例の増加が期待できる．さ

電波では天体の半径を探ることができない．

らに，近年の地上の原子核実験や連星中性中性子星の表面からの熱的放射に相当する子星の合体による重力波を用いた測定など

X 線の観測が必要になる．しかし，表面かも組み合わせると，中性子星の高密度物質

らの放射は，大気組成，磁場による表面温の状態方程式がだんだんと絞り込まれ，新度の非一様性，放射領域の形状や，磁気圏たな研究段階に入りつつある．

X 線望遠鏡 NICER：

中性子星の高密度な内部の状態方程式は，天体の質量と半径の測定から迫ることができる．これを狙って 2017 年に打 ち 上 げ ら れ，国 際 宇 宙 ス
テーションに搭載された X
線望遠鏡が，NICER（Neutronstar Interior Composition ExploreR）である．中性子星の表面放射に対応する 1.5 keV
付近で過去最高の集光能力を誇り，ミリ秒パルサーの質量と半径の測定を行っている．

Credit: NASA

放射の混入などの不定性に加え，天文学で解説 宇宙観測で見えてきた中性子星の状態方程式

637©2021 日本物理学会

中性子星の高密度な内部状態•

大質量星の重力崩壊により中性子星（質量 M〜1.4Msun、半径 R〜10 km）が形成される。

•

原子核密度 3×1014 g/cm3 を超える高密度な内部構造•

30

中性子星内部の高密度状態の状態方程式は、地上での原子核物理学だけでは特定できな
い大きな未解決問題である。

Supernova Remnant
Cassiopeia A
4-6 keV X-rays (white)
Fe (red)Si, Mg (green)
Ti (blue)©NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO, Grefenstette et al., 2014, Nature中性子星の高密度な内部状態•

大質量星の重力崩壊により中Atmosphere
Hydrogen, helium, carbon

性子星（質量 M〜1.4Msun、半Outer crust
Atomic nuclei, free electrons

径 R〜10 km）が形成される。
•

原子核密度 3×1014 g/cm3 を超える高密度な内部構造•

31

中性子星内部の高密度状態の状態方程式は、地上での原子核物理学だけでは特定できな
い大きな未解決問題である。

Nuclear density
3 1014 g/cm3

Inner crust
Heavier atomic nuclei
free neutron andelectrons
Outer core
Quantum liquid
Neutrons, protons,
and electrons in a soup
Inner core
Unknown ultra-dense matter
hyperons?

©Y. Yasutake

Magnetosphere
Reconnection,
Particle acceleration

や半径の典型的なスケールは，粒子間距離がどの程度であ

中性子星核物質の状態方程式
れば重力と圧力がつりあうかを考えることで物理的に導出
37

3.5

3 (M, R)
(P,
ρ)
できる．
図
1
には，実際に観測された，あるいは理論的
36
36.5

1
*

に導出された天体の質量と半径をまとめている．天体の種
35
2.5

sun

]

2

log P [dyne/cm ]

35.5

2

34

33.5
が見て取れる．

Integrate…

M [M

族ごとに，質量と半径の異なる系列に沿って分布すること
1.5
34.5

1

33

32.5
天体とは重力で束縛された安定な系で，自己重力を外向
Bauswein et al. 2012

0.5

0
8

R [km]きの圧力で支えている．これは重力と圧力勾配のつりあい，
32
14

14.2

14.4

14.6
14.8
15
log l [g/cm3]

15.2

15.4

15.6

dP
GM（r） 力の釣り合い=−ȡ
2(Non relativistic case,
dr
r
外向き圧力

自己重力

Relativistic case is
the TOV equation)

10

12

14

16

18

• 状態方程式 (P, ρ) はマクロな質（1）
量と半径の曲線に対応 (M, R)• 宇宙観測での測定が期待できる32で記述できる．ここで，圧力を P，半径 r，密度 ȡ，内部質1. 天体の質量と半径

天体の質量と半径
岩石惑星や，木星などのガス惑星，太陽を含む主系列星，宇宙には様々なサイズの天体が存在する．地球のようなベテルギウスといった赤色超巨星，さらにそれらの星の終• 中性子星の M-R 関係は、宇宙の様々な天体焉を迎えた後に出現するコンパクト天体としてブラックの
M-R関係の中で最も極端な部分のひとつ
ホール，中性子星，白色矮星がある．これらの天体の質量や半径の典型的なスケールは，粒子間距離がどの程度であ• 惑星: 電気的な反発力, M~R3

れば重力と圧力がつりあうかを考えることで物理的に導出
1•
恒星:
ガス圧や輻射圧, M~R*できる． 図 1 には，実際に観測された，あるいは理論的に導出された天体の質量と半径をまとめている．天体の種-1/3• 白色矮星: 電子の縮退圧, M~R族ごとに，質量と半径の異なる系列に沿って分布すること• 中性子星: 中性子の縮退圧・核力 M~R0?
が見て取れる．
天体とは重力で束縛された安定な系で，自己重力を外向きの圧力で支えている．これは重力と圧力勾配のつりあい，
dP
GM（r）
=−ȡ
dr
r2

（1）

で記述できる．ここで，圧力を P，半径 r，密度 ȡ，内部質
量 M（r），重力定数 G である．天体のミクロ状態を，圧力

33と密度，温度 T で規定する状態方程式を P＝P（ ȡ, T）を与

天体の質量と半径の天文学的な測定
質量

半径• 電波、X線、ガンマ線パルスで連星運動を利用した精密質量測定• Ｘ線での表面放射から、半径を推定する必要がある• 測定の不定性の影響を受けにくい• 距離、大気組成などの不定性

M1

Radius R
Temperature T
a
M2

34

Distance dObserver天体の質量と半径の天文学的な測定
NS-NS merger

Enoto, Yasutake, Butsuri, 2021
Abbott+19(90%)

GW170817

PSR J0437–4715

Thermal emission

Gonzalez-Caniulef+19 (1σ)
Ozel+16
(95%)

NS-NS

Lattimer & Steiner+14(90%)

X-ray bursts(+qLMXB)

Steiner+13(95%)

4U 1702-429

qLMBX
in GC

Nattila+17(1σ)

7 qLMXBs

Baillot d'Etivaux+19(90%)

8 qLMXBs

Steiner+18(95%)

47 Tuc X-7
47 Tuc X-5

Bogdanov+16
(1σ)

HMXB

Riley+19(1σ)

J0030+0451

Miller+19(1σ)

Burster

Riley+21(1σ)

J0740+6620

NS-WD

X-ray profile

質量 (M⊙)

Mass (Msun)

質量 (M⊙)

Mass (Msun)

Miller+21 (1σ)

半径 (km)Radius (km)• 中性子星連星、高質量X線連星（HMXB）、中性子星と白色矮星の連星では、質量測定は数多35く行われているが、半径の測定は限られており、比較的大きな誤差がある。

天体の質量と半径の天文学的な測定
電波によるシャピロ遅れで測定
R(e.g., GDemorest
et al. 2010)

2.5

P

<

y
t
i
n
i
f
in

u
a
C

もし天体観測で、質量と半径を精度よく計測することができるなら…

y
t
i
l
sa

Mass (Msun)

静穏期の LMXB のＸ線放射2.0(e.g., Guillot & Rutledge 2014)

Ｘ線バースト (e.g., X7Shapiro delay
J1614-2230
from Steiner et al. 2010)

1.5

Double NS
systems

近傍の中性子星 RX J1856.5-3754(e.g., T. M. Braje et al. 2002)

1.0
もし距離の不定性の影響を受けない、コンパクトネス比 M/R を計測できるなら…
0.5

0.0
7

36

io
t
a
t
Ro

n

(C) Demorest et al. 2010

8

9

10

11

12

Radius (km)

13

14

15
A lot of papers of M/R measurements(see review in detail, Bhattacharyya 2010)

重力場で曲がる光から中性子星コンパクトネス測定• 重力による光の曲がり具合を、ライトカーブの精緻なモデリングと比較・測定し、コンパ
クト性（M/R）とホットスポットの形状を推定• ターゲット天体：非降着型の高速自転するミ
リ秒パルサー。回転するホットスポット放射の変調の深さを調べる
37

Credit: S. Morsink/NASA重力による光の曲がりを受けたＸ線パルス波形
α=10°, ζ=30°

α=30°, ζ=60°

α=60°, ζ=80°

for M = 1.4 M!

9 km
12 km
16 km

38

Bogdanov, Rybicki, & Grindlay, ApJ, 670, 668 (2007)(Gendreau, Arzoumanian, and NICER Collaboration)

α=20°, ζ=80°

質量・半径測定のターゲット• 中性子星の多様性• 回転するミリ秒パルサーは、M-R 測

10-10

2017
ATNF v1.57

10-12定に適したターゲット。その理由は…
熱放射によって発生する。
• Ｘ線パルスが常に発生し、そのビー
ムパターンやスペクトルは比較的よく理解されている。

39• 恒星の自転は速く、長い時間スケー
ルで安定している。

Period derivative (s/s)• 軟X線は磁極付近の高温領域からの

10-14

10-21

TE, Kisaka, Shibata, 2018

10-2

0.1

1

Rotation Period (s)10質量・半径測定のターゲット
10-10• 中性子星の多様性

Cr
itic
Young
high-Bal
4x
1 0 13B Magnetar
G
10
14• 回転するミリ秒パルサーは、M-R 測

10-12

High-B pulsar10 1定に適したターゲット。その理由は…
熱放射によって発生する。
• Ｘ線パルスが常に発生し、そのビー
ムパターンやスペクトルは比較的よく理解されている。

Four targets

40• 恒星の自転は速く、長い時間スケー
ルで安定している。

10-21

G

XDINS
1 0 12Radio
pulsarG

10-14

Period derivative (s/s)• 軟X線は磁極付近の高温領域からの

3

G

10 11

G

CCO
Millisecond pulsars

Old

low-B
10-2

0.1

1

Rotation Period (s)10地球近傍の４つの回転駆動型のミリ秒パルサー
The Astrophysical Journal Letters, 887:L25 (20pp), 2019 December 10

X-ray image (XMM)

41

Bogdanov et al.

Bogdanov et al., ApJL, 2019a
Circle: NICER PSF of 6’2 (HPD)

J0437-4715
P=5.76 ms
d=157 pc

J0030+0451
P=4.87 ms
d=325 pc

J1231-1411
P=3.68 ms
d=420 pc

J2124-3358
P=4.93 ms
d=410 pc

Figure 8. XMM-Newton EPIC MOS1/2 images of PSRsJ0437−4715 (top left), J0030+0451 (top right), J1231−1411 (bottom left), and J2124−3358 (bottom right)

地球近傍の４つの回転駆動型のミリ秒パルサー
The Astrophysical Journal Letters, 887:L25 (20pp), 2019 December 10

Bogdanov et al.

TimingResidual

42

Figure 4. Timing residuals for PSRJ0437−4715 (top left), PSRJ0030+0451 (top right), PSRJ1231−1411 (bottom left), and PSRJ2124−3358 (bottom right) for
Long-term stability without any anomalies!
Bogdanov et al., ApJL, 2019a
NICER TOAs relative to the best available ephemeris for each pulsar.

地球近傍の４つの回転駆動型のミリ秒パルサー
The Astrophysical Journal Letters, 887:L25 (20pp), 2019 December 10

Bogdanov et al.

X-ray
Profiles

43

J0437-4715
P=5.76 ms
1.43 cps(NICER rate)

J0030+0451
P=4.87 ms
0.314 cps

J1231-1411
P=3.68 ms
0.210 cps

J2124-3358
P=4.93 ms
0.110 cps

Bogdanov et al., ApJL, 2019a地球近傍の４つの回転駆動型のミリ秒パルサー
The Astrophysical Journal Letters, 887:L25 (20pp), 2019 December 10

Bogdanov et al.

X-ray
SpectraBlack: 1st peak
Red: 2nd (sub) peak

44

Bogdanov et al., ApJL, 2019a最初のターゲット: ミリ秒パルサー PSR J0030+0451• P=4.87 ミリ秒のパルサー (f = 205 Hz) で長期に自転が安定• NICER はこのパルサーを 2017-2018年にかけて合計1.94
Msec 観測し自転やＸ線フラックスに特段の変化はなかった。
• ホットスポットからのそれぞれのパルスピークの放射は、単一温度の水素大気モデルでよく記述される。
• NICERチームと共同研究者は、高速回転する中性子星からの表面放射の数値計算コードを開発した。
• パルサーのパルス波形のベイズ推定から、パルサーの質量と半径を測定できる。
45

ミリ秒パルサー PSR J0030+0451 の NICER 観測
Two independent methods showed identical results for mass and radius!
Data

Model (source + instr.)

Residuals

46

Riley et al. ApJL (2019), Univ. of Amsterdam

Miller et al. ApJL (2019), Univ. of Marylandミリ秒パルサー PSR J0030+0451 の NICER 観測
Two independent methods showed identical results for mass and radius!

Req (km)47

M = 1.34 ± 0.15 Msun
R = 12.71 ± 1.17 km

M = 1.44 ± 0.15 Msun
R = 13.02 ± 1.15 km

Riley et al. ApJL (2019), Univ. of Amsterdam

Miller et al. ApJL (2019), Univ. of Marylandミリ秒パルサー PSR J0030+0451 の NICER 観測
Two independent methods showed identical results for mass and radius!
NICER Press Release Webpage
https://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_NICER_Constraints_on_the_Dense_Matter_Equation_of_State

two hot spots — one small and circular, theother long and crescent-shaped

two or three oval-shaped hot spots

Riley et al. ApJL (2019), Univ. of Amsterdam

Miller et al. ApJL (2019), Univ. of Marylandパルサーの磁場形状を考え直す
More complex than a single dipole.

https://svs.gsfc.nasa.gov/13240

Hubble Tracks Bright Auroras on Jupiterhttps://hubblesite.org/contents/media/videos/2016/24/866-Video.html?keyword=Planetary%20Atmospheres/Weatherミリ秒パルサー PSR J0030+0451 測定の意義• 同一の天体から初めて精度のよい (±10%) 質量と半径を測定を行った。連星運動を使わない孤立パルサーとしての質量測定。
• パルサー表面のホットスポットの位置、形、大きさ、温度に関する詳細な地図を作成。ダイポール磁場ではない形状を示唆。
• 高密度核物質の状態方程式に対する新しい制限。圧力と密度の相図の上で30%ほど強い制限を得ている。
50

ミリ秒パルサー PSR J0030+0451 の質量と半径
Causality

PSR J0030+0451
PSR J0740+6620(Raaijmakers et al.)Mass
質量 (M_sun)(M⊙)(Riley et al.)PSR J1614-2230

PSR J0030+0451(Demorest et al.)(Miller et al.)

GW170817(Bausewein et al.)

GW170817(LIGO collaboration)

PREX

51

半径
(km)(km)RadiusEnoto, Yasutake, Butsuri, 2021
See also, Horowitz, arXiv1911.00411v1

ミリ秒パルサー PSR J0030+0451 の圧力と密度
原子核(飽和)密度

PSR J0030+0451を考慮した推定1035

PSR J0030+0451の中心部の推定
1034

x
x

-2)
Pressure(dyncm
圧力 (dyn cm-2)

1036

1033

52

2×10144×1014-3) -3
エネルギー
密度
(g
cm
Energy density (g cm )1015
Enoto, Yasutake, Butsuri, 2021

ミリ秒パルサー PSR J0030+0451 の質量と半径
Causality

PSR J0030+0451
PSR J0740+6620(Raaijmakers et al.)Mass
質量 (M_sun)(M⊙)(Riley et al.)PSR J1614-2230

PSR J0030+0451(Demorest et al.)(Miller et al.)

GW170817(Bausewein et al.)

GW170817(LIGO collaboration)

PREX

53

半径
(km)(km)RadiusEnoto, Yasutake, Butsuri, 2021
See also, Horowitz, arXiv1911.00411v1

PSR J0740+6620 — シャピロ時間遅れ 2.1 Msun

Cromartie et al., Nature Astronomy 2020
Miller et al., arXiv:2105.06979
Riley et al., arXiv:2105.06980

54

Deviations between fits and num
age less than 0.03 M and at m
not include this uncertainty in ou
Bauswein
et
al.,
2017
the numerically determined Mth
https://arxiv.org/pdf/1710.06843.pdf
physical candidate EoSs is signifi
maximum of the Mthres (Mmax )3given by the respective EoS . R
of the Mthres (Mmax ) sequences a(unrealistically) sti↵ EoSs only c
We thus remain conservative by
NS radii through the maxima oby causality.

重力波イベント GW170817 からの質量・半径の制限
3.0

M [M ]

2.5

GW170817
excluded

2.0
1.5

excluded

1.0
0.5

1

Simulations for determining Mth
employ a conformally flat spatial me
8
10
12
14
16
tion scheme (Oechslin et al. 2007; Ba
results in a slightly decelerated inspir
tivistic calculations) and thus leads t• R > 10.68(-0.05,+0.15) km for M=1.6 Msun, non-rotating
Mthres by ⇠NS
0.05 M . We will quantiFigure 2. • Mass-radiusrelationsofdi↵erent
EoSs
with
55
R > 9.60 (-0.03, +0.14) km for maximum mass andNS emphasize that a small overestima

R [km]

2022 Bruno Rossi Prize (ブルーノ・ロッシ賞)

https://head.aas.org/rossi/rossi.recip.html

56中性子星の状態方程式を超えて10-10• マグネター：宇宙最強の磁石星• パルサーの種族（軟ガンマリピ
ーターと特異X線パルサー）は、星内部に蓄えられた磁気エネル
14-15
ギーを動力源とするB~10Gの超強磁の中性子星である。
57

14

10-12

High-B pulsar10 1

10-21

3

G

G

XDINS
1 0 12Radio
pulsarG

10-14

Period derivative (s/s)• 状態方程式が強く制約されると、天体物理学的観測はどのような新しい情報を提供できるのか？

Cr
itic
Young
high-Bal
4x
1 0 13B Magnetar
G
10

10 11

G

CCO
Millisecond pulsars

Old

low-B
10-2

0.1

1

Rotation Period (s)10マグネターのニュートリノ冷却？
Heat Conduction
Hot Spot

Thermal X-rays

Hard X-ray

Neutrino cooling?
outer crust
Poloidal Field
Accelerated
Bp ~ 1014-15 G particle

inner crustouter core

Short Burst

Higher multipole
core

Magnetosphere Deformation
Reconnection
Fireball

Starquake@crust

Emagnetic

Ethermal(glitch etc)

58

Toroidal Field
Bt ~ 1015-16 G ?

Energy Reserver

X線フラックス (erg s-1-1cm-2)
Absorbed X-ray
Flux
(erg
s
cm
2)

マグネターのX線アウトバースト 主に星表面の放射が観測
アウトバースト初期に short burst が頻発~10日のプラトー状態➡ ニュートリノ放射？

-10

10

1mCrab-11

10

CXOUJ164710-455216
SGR0501+4516
1E1547.0-5408
1E1547.0-5408
SGR0418+5729
SGR1833-0832
SwiftJ1822-16069
SwiftJ1834.9-0846

10-12

-13

10

数年かけて静穏期に戻る(多くは検出限界以下)

Absorbed 2-10 keV (Swift, RXTE)
-1

10

1

10

星内部 or 磁気圏の磁場エネルギー解放後の冷却過程

強磁場ほど減衰が遅い？？
2

3

10
Elapsed day
バーストの経過日数

10(Enoto et al., ApJS 2017)

中性子星の組成測定は？
• Ｘ線分光による表面組成の研究• EXO 1745-248 のスーパーバースト後に、MAXI が観測した輝線構造は、赤方偏移したTi, Cr, Fe, Co の電荷交換反応(Iwakiri et al. 2021)• 中性子星の大気組成で表面からの熱放射（黒体放射）の形が違うことを利用する• 質量と半径の測定ではない研究• 準周期振動 (QPO)• マグネターのＸ線バーストのような熱的な応答（熱容量を測る）
60

岩切さんの発表スライドから

マグネターの巨大フレアで組成測定？
RHESSI 20-100 keV

電波残光の天球上の位置吹き飛んだ表面物質

Ｘ線

火の玉(Giant ﬂare
の放射源)
マグネター
SGR 1806-20の位置(Hurley et al. 2005)(Taylor et al. 2005)

マグネター
SGR 1806-20• 2004年12月27日に観測された、SGR 1806-20 の巨大フレア(Giant ﬂare)• マグネターから遠ざかる電波残光が３月まで観測、表面物質が吹き飛んだ？
• マグネターからのＸ線で電離した、表面物質の輝線や吸収線から成分診断？
•
2004年は太陽角制限でＸ線観測を数ヶ月できず→
XRISMの精密Ｘ線分光61

本日の話題• 中性子星の観測的な多様性（特にマグネター）• 国際宇宙ステーションに搭載された NICER• 中性子星の質量と半径を宇宙観測で計測する• かにパルサーの巨大電波パルス（高速電波バースト）62

All-sky radio image
Galactic latitude

Galactic longitude

Galactic center

Galactic plane

LMC
SMC

Neutral hydrogen atom (HI, 21 cm/1420 MHz)Eﬀelsberg 100-m dish (Germany) & Parks 64-m dish (Australia)

https://www.icrar.org/HI4PI/
https://apod.nasa.gov/apod/ap161024.html

63

64-m Parkes radio telescope
CSIRO / ATNF

64

Mysterious “Lorimer burst”• Motivated by transient pulse of pulsars• Archival data of 1.4 GHz survey of theKnown pulsar name
(DM in cm-3 pc)
Small Magellanic Cloud(Hα & HI emission)

Magellanic Cloud using the 64-m Parkes
Radio Telescope in Australia• Mysterious burst on 24 August, 2001
• Located 3 degree from the SMC• Single event, not recursive
-26
-2
-1
Bright
30
Jy
(1
Jy
=
10
W
m
Hz
)
•
• Short duration < 5 msec
-3
DM
=
375
cm
pc (distant? <~ 1 Gpc)•
Lorimer et al., Scence (2007)

13 beam paintings(open circle)

Burst detected(square: strongest)

65

Fast radio bursts (FRBs)• Four FRBs were further reported in 2013.
• Short duration: ~a few ms or less
• Fluence S = 0.6-8.0 Jy ms @ 1.3 GHz• High Galactic latitude |b| > 41 deg
-3
R
~
10
/ galaxy / year
• FRB
-6
R
~
10
/ galaxy / year
• GRB
-2
R
~
10
/ galaxy / year
• ccSN-3
DM=
553-1103cm
pc•• Cosmological distance: z = 0.45-0.81
Thronton et al., Science, 2013

66

Dispersion Measure (DM)Thronton et al., Science, 2013

• Integrated column density (ne) of freeelectrons along the line of sight• This makes a frequency-dependent

dispersive delay Δt through a plasma

Delay Δt ~ 1000 ms• DM (delay) is a good indicator of a source distance!

67

Characteristics of FRBs
1.

Bright radio emission F ~ 0.2-120 Jy @ ~1 GHz

2.

Brightness temperature Tb = 1033-37 K → Coherent radio emission

3.

Large DM ~ 300-1600 cm-3 pc → Cosmological distance (z <~ 1)

4.

Short duration Δt < 1 ms → Compact origin? (R ~ c Δt ~ 3×102 km ~ 30RNS)

5.

Fluence S = F Δt = 1-10 Jy ms → Energetics E ~ 4×1039 erg (d / 1 Gpc)2

6.

High event rate RFRB ~ 104 / sky / day → RFRB ~ 0.1 RSN ~ 104 RGRB

7.

Repeating & Non-repeating? → Multi-population?

8.

Host galaxies → FRB locations are diﬀerent at diﬀerent populations?

9.

Faint FRB from a Galactic magnetar
68かにパルサーの巨大電波パルスの多波長観測
2-3 も明るい現象
巨大電波パルスは通常パルスより
10•で、これまで十数個のパルサーから検出された。

波バーストの発生メカニズムの候補のひとつ。

1.4 GHz

Flux (Jy)500
1000• 観測的な特徴の類似性から、巨大電波パルスは高速電

Crab pulsar(Sallmen et al., 1999)

1 kJy

50 µs

視光の増光が発見された(Shearer et al., Science 2003)。

200
0• かにパルサーで、巨大電波パルスに同期した数%の可-200

ンターパルスの位相でランダムに発生する。

Residual (Jy)

• かにパルサーの巨大電波パルスは、メインパルスかイ

0

50

100

150

Time (μs)• Ｘ線・ガンマ線でも多くのグループが検出に挑戦してきたが、上限値のみ。

69

1996ApJ...468..779M

かにパルサーの巨大電波パルスの多波長観測
2-3 も明るい現象
巨大電波パルスは通常パルスより
10•で、これまで十数個のパルサーから検出された。

David A. Moffett et al., ApJ 468, 779-783 (1996)

低周波電波• 観測的な特徴の類似性から、巨大電波パルスは高速電波バーストの発生メカニズムの候補のひとつ。

• かにパルサーの巨大電波パルスは、メインパルスかイ
ンターパルスの位相でランダムに発生する。

• かにパルサーで、巨大電波パルスに同期した数%の可視光の増光が発見された(Shearer et al., Science 2003)。

• Ｘ線・ガンマ線でも多くのグループが検出に挑戦してきたが、上限値のみ。

赤外線
可視光

X線
軟ガンマ線

70

臼田と鹿島の電波望遠鏡と NICER の同時観測
1000

80 102A

MP GRP
巨大電波パルス
発生位相(メインパルス)

Numbers of GRP

500

60
40

10

-1

B

0

0

10

-1

D

10regular pulse shape
-2

0.05

0.3
0.2
0.1

10

0.00 10

0.0
0.95

1

20

-1

鹿島34 m電波望遠鏡(Credit) NICT

0.4

regular pulse shape
通常の電波パルス

10

-3

Jy

Jy

電波強度 (Jy)00.5

MPGRP C
巨大電波パルス
IPGRP
メインパルス
(Usuda+Kashima)
インターパルス
鹿島＋臼田

IP GRPdN/dF (Jy-1µs
))
dN/dF
μs-1

発生頻度分布Number of GRP

1500

-4

-5

1.00

1.05

10
1.35

phase
パルス位相

• 2年間に日本の電波望遠鏡と15回の同時観測(126 ks)を実施。

10

2

U K

1.40

3

phase
4

10

10

1.45

10

5

10

6

10

7

電波フルーエンス(Jy μs)
F: Fluence (Jy µs)• JAXA 臼田宇宙空間観測所の 64 m 電波望遠鏡 (2 GHz)
• NICT 鹿島宇宙技術センター 34 m 電波望遠鏡 (2 GHz, 2019年度の台風5号の被害で運用終了)
4個ほど検出した巨大電波パルスを合計2.5
10
•

71

巨大電波パルスに同期したＸ線超過の発見-3

X-ray pulse profile
GRP occurrence

3

2

2.5

1.9
2
1.8
1.5

1.7
1.6

1

1.5
0.5

1.4

発生頻度 (10-3 event/bin/cycle)A

250 phase bins

2.1

Normalized X-ray count rate

0

1.3
0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

1.6

1.8

2

Pulse phase

パルス位相
3.5
MP-GRP associated (X-ray)
GRP unassociated (X-ray)

B

0 )

2.25

-3

Ｘ線強度 (count/bin/cycle)

2.2

Normalized巨大電波パルス
GRP occurrence rate (x 10 )

3.5

72

0

G

3.5

巨大電波パルス-3
GRP occurrence per phase bin (x 10 )発生頻度 (10-3 event/bin/cycle)

巨大電波パルスに同期したＸ線超過の発見
Pulse phase
0

2.25

(b)

2.2
2.15

1

2

巨大電波パルス
GRP unassociatedに同期したＸ線

3

MP-GRP associated
GRP occurrence

2.5
2

いＸ

線

2.1

1.5

しな

2.05
2
1.95
1.9
0.97

1.5

同期

Ｘ線強度
(count/bin/cycle)
X-ray
countsper phase bin

メインパルス
ピーク付近

0.5

1
0.5

Ｘ線の評価範囲

0.975

0.98

0.985

0.99

0.995

1

0
1.005

Pulse Phase

パルス位相• Ｘ線はパルス位相φ=0.985-0.997 で 3.8 0.7% (1σ誤差) 超過することを検出した。 73

0

1.3

巨大電波パルスに同期したＸ線超過の発見
0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

1.6

1.8

2

Pulse phase

2.2
2.15

B
3
2.5

いＸ

1.5

しな

2.05
2

1

可視光の評価範囲

1.95
1.9
0.97

2

線

2.1

-3

MP-GRP associated (X-ray)
巨大電波パルス
GRP unassociated(X-ray)MP-GRP
associated (Optical)に同期したＸ線
GRP unassociated (Optical)
GRP occurrence

同期

Ｘ線強度
(count/bin/cycle)
Normalized X-ray count rate

メインパルス
ピーク付近

3.5

0.5

Ｘ線の評価範囲
0.975

0.98

Normalized GRP occurrence rate (x 10 )

2.25

0.985

0.99

0.995

1

巨大電波パルスに同期した可視光
同期しない可視光(Strader et al., ApJ 2013)

超過 3.2 0.5%
（φ=0.987-0.999)

0
1.005

Pulse Phase

パルス位相• Ｘ線はパルス位相φ=0.985-0.997 で 3.8 0.7% (1σ誤差) 超過することを検出した。 74

600

400

-4

-3

-2

A

-1
0
1
X-ray enhancement (%)

2

Look elsewhere
効果の検証

3

4

本研究での
超過の検出
3.8%

B

8
200
7
0
6

0.1

Count rate difference
Count rate
te difference

Ｘ線超過の有意性の検証
検出の有意性 (σ)
Ｘ線の超過率 (%)
X-ray enhancement (%) Detection significance ( )0Count rate

Number of s
Number of simulated sample

ランダムサンプル試行
カウントレートの差分

200

-4

-3

-2

-1
0
1
X-ray enhancement(%)
Ｘ線の超過率
(%)

2

3

4

C

ラグ解析での検証
B

8
0.05
7
0
6

-10
0.1 C

-5

0

5

10

Lag (cycles)
自転のサイクル数（巨大電波パルスと同期をゼロとする）

A

5
4
3
2
1
0
8

B

6
4
2
0
0

0.5

1

1.5

2

2.5

4
Numberofpulse
cyclesassociated
with
MP-GRPs(x10) 4)
メインピークの巨大電波パルスを含むサイクル数 ( 10

複数の方法で検出の妥当性を検証し、5.4σ の有意性で検出と主張できることを確認した。 75• 0.0510

100.001 phase
0.02-0.03 phase
0.05 phase> 0.1 phase3

CGRO/EGRET
KashimaUsuda

2

Hitomi/SGD
Hitomi/SXS
Hitomi/HXI

10

Fermi/LAT
CGRO/OSSE
Suzaku/GSO

Suzaku/PIN
Chandra

1
WHT
Hale

10

VERITAS

+

MAGIC

NICER

0

-6

-4

-2

0
2
4
6
8
Log
Energy(eV)
対数 エネルギー (eV)1012

-2 -1-2 -1
対数フラックス
Log Flux (erg (ergcm cms ) s )

巨大電波パルスの増加率(%)
MP-GRP Enhancement (%)

かにパルサーの巨大電波パルスでの超過成分
-8

電波

-10

Ｘ線

-12

可視光

-14
-16
10

15
20
Log
(Hz)
対数Frequency
周波数 (Hz)25-9 erg s-1 cm-2 (0.3-10 keV)で、パルサーの放射成分は、Ｘ線のフラックス
410•
可視光(5,500Å)と電波(2 GHz)よりも、それぞれ103倍、107倍も高い。
• Ｘ線超過は、巨大電波パルス現象の放出エネルギーが 1-2桁も大きいことを意味する

76

議論: Ｘ線超過の検出にはどういう意味があるか？
•

そもそもパルサーの電磁波放射のメカニズムは、よくわかっていない。

•

複数パルスを平均しないといけない通常のパルス信号に対し、明るい巨大
電波パルスは自転１周期の磁気圏応答を研究できるプローブである。

•

コヒーレントな電波放射とインコヒーレントな可視光・Ｘ線の放射が、102-3倍と~4%という極めて不均衡な増光率を示すのは不思議である。

•

放出エネルギーが1-2桁も大きいとわかり、星の回転エネルギーを起源とする巨大電波パルスを使う高速電波バーストの説明は難しくなる•

Ｘ線と電波による高速電波バーストの同時観測が行われたマグネター
SGR 1935+2154 とあわせ、今後のパルサー観測で多波長相関が大切である。
77本日のまとめ• 中性子星の観測的な多様性（特にマグネター）•

観測的に異なる特徴をもつ、多様な中性子星の種族が見つかってきた。磁場に着目した中性子星の進化の理解が大切になっている。

• 国際宇宙ステーションに搭載された NICER•

2017年に観測を開始したＸ線望遠鏡 NICER は様々な中性子星の観測で活躍している。軟
Ｘ線の集光効率が高く時間変動天体にも強い。

• 中性子星の質量と半径を宇宙観測で計測する•

中性子星の表面のホットスポットの熱放射が重力で曲がる効果で質量・半径比を測定する
ことで、状態方程式を観測的に求める試みが進んでいる。

• かにパルサーの巨大電波パルス（高速電波バースト）•

謎の高速電波バーストの候補として、巨大電波パルスは中性子星の興味深い現象である。
NICER Ｘ線と電波の同時観測で、かにパルサーから巨大電波パルスでのＸ線を発見した。

78