2019 年度 第 49 回 天文・天体物理 若手夏の学校
コンパクト天体・宇宙素粒子分科会 アブストラクト

招待講演アブストラクト

勝田 哲 (埼玉大学

宇宙物理実験研究室 )7 月 30 日 13:15–14:15 B 会場

超新星残骸の観測から迫る超新星の親星
超新星は夜空の一点が突如明るく輝き出す天文現象で、太古の昔から知られています。２１世紀の自動観測や大望遠鏡の掃
天観測により、ここ数年の発見頻度は年間千件程度にも上ります。ところが、「何が爆発しているのか？」と言う基本的な問題が未だに十分には理解されていません。
これまでの研究から、８倍以上の太陽質量を持つ大質量星や近接連星に属する中質量星が起こす大爆発という所までは確定していますが、実際に爆発前の星が見つかるケースがほとんど無い (気づいた時には爆発してしまっている) ため、親星に関する詳しい情報が得られておらず、どの質量の星がどの進化段階で爆発しているのか、単独星か連星系か、親星と多様な超新星タイプとの関連性、など様々な課題が残っています。本講演では、超新星残骸の観測から親星を推定する研究を紹介します。

當真 賢二 (東北大学 天文学専攻 )7 月 31 日 11:15–12:15 B 会場

ブラックホールジェット研究の新展開
相対論的な速度（光速に近い速度）のプラズマ流は宇宙の様々な天体で見られる現象であり、それらは電波からガンマ線に渡る多波長の電磁波で観測される。その中でもブラックホールから噴出するように見えるプラズマジェット（しばしばブラッ
クホールジェットと呼ばれる）は、活動銀河核、X 線連星、ガンマ線バースト、潮汐破壊現象、コンパクト星合体に付随し、多くの高エネルギー天体研究者、宇宙素粒子研究者の研究対象となっている。「ブラックホールがいかにしてジェットを駆動するのか？」「それはどこから噴出するのか？」「いかにして光速近くまで加速されるのか？」「いかにして多波長で光るのか？」は未解明の基礎物理的な問題である。そして活動銀河核ジェットは銀河進化やその中の星形成に影響し、ガンマ線
バーストは宇宙初期に形成される星の崩壊の観測手段の一つであり、またコンパクト星合体からのジェットは重力波に対応する電磁波を放射するなど、ジェット研究は様々な天文学分野に関連している。本講演では、活動銀河核ジェット、ガンマ線バーストジェットについての観測的情報と理論モデルをレビューする。特に、活動銀河核については、4 月 10 日の世界６カ所同時記者会見で有名になった Event Horizon Telescope による M87 銀河中心のブラックホールシャドウの検出に注目する。今回の観測でジェットは検出できなかったが、数年後に望遠鏡の数を増やした観測が実現し、ジェットが検出できると見込まれている。それによってジェット駆動機構にどう迫れるか議論する。ガンマ線バーストについては近年新しい観測結果が次々と報告されるガンマ線、可視光、電波の偏光とその理論モデルに注目する。また、学際研の取り組みや自身の学
際的な研究成果についても紹介したい。

1

く輝く現象である。8M⊙ 以上の大半の星は中心に中性子星を

コン a1 超新星爆発時のフォールバックと中心天体からのエネルギー供給が決める若い中性子星の多様性
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 M2)

残しながら、超新星を起こすとされている。しかし、最近の恒星進化理論、超新星爆発計算により、一部の大質量星は、爆発を伴わず BH になり得ると予測されはじめた [1]。このような爆発に失敗した超新星は failed supernova と呼ばれる。実際

10 太陽質量より重い星は進化の最後に重力崩壊型超新星爆発に候補天体も数天体観測されており、まさに BH 形成の現場を起こし，中心にはコンパクト天体が形成される． その際，星を捉えている最有力候補である [2][3]。今後より多くの failedの外層は爆発エネルギーを受け取って放出されるが，一部の物

supernova をサーベイ観測などで発見することで BH 形成理

質は十分なエネルギーを受け取ることができず，中心天体の重論に大きな知見が得られるが、failed supernova は可視光で暗力に引かれてやがてフォールバック降着が起こると考えられてく観測が困難である。また failed supernova と BH 形成を同いる．一方，中心天体が高速で自転する中性子星の場合，磁気時に裏付けられる可視光以外での観測や理論が必要である。そ双極子放射によって自転エネルギーを解放することで戻ってく

こで、failed supernova の X 線放射に注目した。何故ならば、る物質に対してエネルギーを供給し，再び外側へ押し戻すこと

BH 近傍では、激しい降着現象により、強い X 線放射が期待さができる．中性子星から球対称で時間のべき乗に従った量だけれるからである。我々は、一次元輻射流体力学計算等で X 線放エネルギーが供給される場合には，降着物質の運動は自己相似射の光度曲線を見積もった。その結果、透過度は放出された物解で記述することができる (Shigeyama & Kashiyama 2018)．

質の質量やエネルギーに大きく依存することがわかった。そのそれによると断熱指数が 4/3 以下の時には臨界降着率が存在ため、重力崩壊時に放出される物質の少ない青色超巨星や Wolf

し，それ以上の降着率では解がない．しかし，実際には磁気双Rayet 星では、BH からの X 線放射が崩壊後数ヶ月以内に観測

極子放射は球対称ではなく，さらに条件次第では自己相似解可能であると判明した。また BH の活動が激しい場合、超新星の形から Rayleigh-Taylor 不安定性が生じることが予想されてと同程度に明るく、数週間で進化する可視光現象に続いて X 線

いる．

放射が見えるとわかった。このようにして可視光に続いて観測

そこで我々は中性子星からのエネルギー供給を受けたフォー

される X 線は、透過度の高いハード成分から観測されうる。講

ルバック降着流の運動について 2 次元の流体計算を実行し，球演ではこれらの内容を議論する。

対称自己相似解との比較を行った．その結果，初期条件に摂動

1. O Connor, E., & Ott, C. D. 2011, ApJ, 730, 70を加えると不安定性が成長することで解が球対称から離れ，自2. Lovegrove, E., & Woosley, S. E. 2013, ApJ, 769, 109

己相似解から求められた臨界降着率を下回る状況下でも物質

3. Gerke, J. R., Kochanek, C. S., & Stanek, K. Z. 2015,

が中性子星表面に到達する場合があることがわかった．また，

MNRAS, 450, 3289

磁気双極子放射のような非球対称のエネルギー供給の場合についても計算を行い，中性子星の持つ磁場とフォールバックのコン a3 原始中性子星冷却でのニュートリノ-核子間反応における weak magnetism の影響
杉浦 健一 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室

強さの関係についても調べた．本発表ではこれらの結果を若い中性子星の多様性，すなわち中心天体が強い磁場を持つマグネターになるのか，非熱的放射が見られない Central Compact

D1)

Object になるのか， 回転駆動型パルサーになるのかと結びつけつつ議論する.

光、ニュートリノ、重力波を用いて天体現象を探るマルチ
メッセンジャー天文学における次なるターゲットの一つとして

1. Shigeyama, T., & Kashiyama, K. 2018, PASJ, 70, 107

重力崩壊型超新星爆発 (CCSN) とその後に形成される原始中2. Piro, A. L., & Ott, C. D. 2011, ApJ, 736, 108

性子星 (PNS) の進化が挙げられる。重力崩壊中に星の中心に

3. Torres-Forné, A., Cerdá-Durán, P., Pons, J. A., & Font,

形成される PNS は大量にニュートリノを溜め込んだ高温な星

J. A. 2016, MNRAS, 456, 3813

であり、ニュートリノを放出しながら冷えていき、中性子星へ至ると考えられている。CCSN において、PNS から放出されコン a2 X-ray emission from a failed supernova andるニュートリノは衝撃波を爆発へ導くための加熱源として考え

fallback heating eﬀect
早川 朝康 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室
D3)

られており、ニュートリノを観測することは CCSN メカニズ
ムを解明する上でも PNS 自身の進化を知る上でも重要となる。
銀河系内 CCSN が起きた場合、カミオカンデ検出器において近年の観測で、ブラックホール (以後、BH) の存在が確実視

は 100s 程度のニュートリノシグナルを観測できると見積もらされているが、その形成過程は未解決問題である。この問題をれており [1]、PNS の長時間進化をあらかじめ理論的に解明す解決する鍵は、超新星爆発である。超新星は、大質量星の進化ることが、観測から最大限の情報を引き出すために求められての最終段階で重力崩壊と共に爆発を起こし、主に可視光で明るいる。PNS 冷却計算においては、ニュートリノによる冷却を適2切に扱う必要があるが、まだ理論的に不十分な点は多々残されい、線形解析は、Appl(1992) にしたがって行う。その後、これている。本研究で着目するニュートリノ-核子間反応におけるらの結果について、特に摂動の成長率に注目し、考察を行う。

weak magnetism は、核子が点電荷ではなく、実際にはクォー

1. P. Mösta et al. ApJ 785 L29 (2014)

ク３つからなる電荷分布を持つ粒子であることを考慮した補正

2. Matsumoto et al. arXiv:1611.01775 (2016)

であるが、weak magnetism はニュートリノ反応率に無視でき

3. S. Appl and M. Camenzind Astron. Astrophys. 256 354

ない寄与を与えることが知られている [2], [3]。しかしながら、(1992)

現状の PNS 冷却計算でこの weak magnetism を考慮した長時
間進化計算は未だない。本研究では、ニュートリノ-核子間の反コン a5 一般相対論的 Boltzmann 方程式の直接解法
によるニュートリノ輻射輸送計算
赤穗 龍一郎 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室

応率計算を共変的な枠組みの中で行い、散乱断面積の計算結果
等がどの程度 weak magnetism によって変化するのかを調べ、PNS 長時間計算に与える寄与についても評価を行う。

M1)

1. Suwa, Y., Sumiyoshi, K., Nakazato, K., et al., 2019,

重質量星は超新星爆発を起こして中性子星、ブラックホール

arXiv:1904.09996などのコンパクト天体が形成されることが知られているが、詳

2. Horowitz, C.J., 2002, Phys. Rev. D65, 043001

しいメカニズムはまだ解明されていない。近年、ニュートリノ

3. Roberts, L.F. and Reddy, S., 2017, Phys. Rev. C95,

や重力波などのより精密な観測が期待されており、次のイベン

045807トに備えるという意味も含め、理論的モデルを構築、改良していくことが重要である。重力崩壊型超新星爆発におけるエネ

コン a4 超新星コアにおけるジェットの MHD 不安
定性道籏 皓平 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室

ルギー輸送は主にニュートリノが担っており、そのような効果を研究するためにはニュートリノ輻射輸送シミュレーショ
ンが必要である。それは一般にニュートリノ分布関数に関す

M1)

る Boltzmann 方程式で記述されるが、位相空間に関する方程

重力崩壊型超新星爆発の再現を試みる数値計算では、内部コ式である上に、衝突項を評価するためのニュートリノ反応のタ

アでの反跳によって生じた衝撃波が、伝播中に失速し爆発が見

イムスケールが短いために計算コストがかかり、実際にはモーられないという結果が報告されている。重力崩壊型超新星爆発

メント法などを用いてニュートリノを近似的に与える研究が多の爆発機構を解明する上では、この失速した衝撃波が復活する

くなされている。だが、そういった手法では不正確な計算結果

要因を突き止めることが重要である。現在ではこの要因としが与えられることが知られており [1,2]、超新星計算では直接て、ニュートリノ加熱機構が有力視されている。しかし、衝撃

Boltzmann 方程式を解くコードを用いることが好ましい。さ

波復活の要因として当機構のみで十分であるかは依然研究対象

らに、高密度であることによる一般相対論的効果を考慮する必であり、また、超新星爆発には、当機構のみでは説明できない要がある。先行研究において一般相対論的効果を加えた計算がほど巨大な爆発エネルギーを持った事例が知られている。この行われ、より高エネルギーの爆発が得られることが知られていような背景から、復活の要因として、ニュートリノ加熱機構以る [3]。重力が弱いと仮定して Newtonian への補正のみを用い

外にも様々な機構が研究されている。本研究では、このうち、ている研究も多いが、ブラックホール形成などを扱う場合は適磁場の影響を考慮した機構について扱う。

切ではない。現時点では、ニュートリノ分布と時空の両方を正重力崩壊型超新星爆発を生じる恒星は、一般に、爆発以前か確に扱って超新星爆発計算を行った研究は存在せず、講演者はら磁場を発生させていることが知られている。この磁場は、超近似を使わない一般相対論的 Boltzmann 方程式を解く試みを

新星爆発の際の圧縮と恒星の自転によって増幅され、恒星の構行っている。本講演では、過去の研究で用いられている手法の成物質の運動に影響を与え得ると考えられている。軸対称性を紹介と、現在行っているコード開発のテスト計算結果、課題を課した数値計算では、磁場が軸に巻き付けれられ、軸の方向に説明する。

ジェット状の爆発が報告されている。しかし、Mösta(2014) は

1. A. Harada et al. 2019, ApJ, 872,181軸対称性を課さず三次元での計算を行った場合、ジェット状の2. R. Glas et al. 2019, ApJ, 873, 45

爆発は見られないと指摘した。この論文で、Mösta らは、この

3. T. Kuroda et al. 2012, ApJ, 755,11

要因としてジェットがその不安定性により崩壊するからではな
いかと考察している。

コン a6 偏光分光観測で探る高輝度超新星の爆発形状
齋藤 晟 (東北大学 天文学専攻 M1)

本研究では、ジェットの不安定性についての解析の一環として、ジェット状の定常流に摂動を加えた場合の振る舞いについて、数値計算と線形解析を用いて考察する。数値計算では、磁近年、通常の超新星の 10 倍から 100 倍の明るさで輝く超高気流体力学数値計算コード CANS+(Matsumoto(2016)) を用

輝度超新星と呼ばれる天体が複数報告されている。しかしその3

爆発のメカニズムはまだ解明されていない。通常の超新星の主た個々の天体の性質を比較し，共通点や差異の由来を議論すたる放射エネルギー源であるニッケル 56 の放射性崩壊では、る。またこれらの天体の発生率，赤方偏移ごとの分布を上述の超高輝度超新星の明るさを説明できない。それを説明するため

PAN-STARRS1 や Dark Energy Survey のサーベイ観測で得にいくつかのメカニズムの候補が挙げられているが、現在はマられた結果と比較する。

グネターと呼ばれる高速回転し強い磁場をもつ中性子星をエネ

1. Drout, M. R., Chornock, R., Soderberg, A. M., et al.

ルギー源とするモデルが有力とされている。マグネターモデル

2014, ApJ, 794, 23の場合は爆発の形状が球対称にならないと考えられているた

2. Pursiainen, M., Childress, M., Smith, M., et al. 2018,

め、超高輝度超新星の形を知ることでこのモデルの検証をする

MNRAS, 481, 894

ことができる。系外の超新星のほとんどは空間的に分解するこ

3. Yasuda, N., Tanaka, M., Tominaga, N., et al. 2019,とができないため、形を見るためには偏光観測を行わなければ

arXiv e-prints, arXiv:1904.09697

ならない。今回、すばる望遠鏡の Faint Object Camera andSpectrograph(FOCAS) を用いて、明るさのピークから約 200

コン a8 HSC transient survey で探る明るい超新星の光度分布
松田 将大 (東北大学 天文学専攻 M1)

日後の超高輝度超新星 SN 2017egm(SLSN-I 型) の偏光分光観測を行なった。我々はそのデータを解析し、SN 2017egm のスペクトルや波長ごとの偏光度、星間偏光の値などを求めた。本研究で見積もった星間偏光の値は、Bose et al.(2018) で超新星

重力崩壊型超新星のピーク時の等級は −16 ∼ −18 等程度に起因だと考えられていた偏光の値とほぼ一致した。すなわち、なるのに対し、近年発見された超高輝度超新星 (SLSN) はピー

初期には SN 2017egm は超新星起因の偏光を持っておらず、こク時に −21 ∼ −23 等もの明るさに達する。そして両者に比べのことは超新星の外側はほぼ球対称の構造をしていることを示てその間の明るさを持つ超新星は報告例が少なく、超新星の光している。一方で、後期では SN 2017egm は偏光を持ってお度分布にはギャップが生まれている。しかし、超新星の幅広い

り、このことから超新星の内側は非球対称の構造をしていると明るさ分布をカバーする系統的な探査は行われておらず、超新考えられる。以上より、超高輝度超新星は内側ほど非球対称の星の真の光度分布はまだ明らかにはなっていない。

構造を持っているということが示唆される。

今回、2016 年 11 月から 2017 年 4 月にすばる望遠鏡の戦略枠
観測 (SSP) によって主焦点広視野撮像カメラ Hyper Suprime-

コン a7 HSC transient survey による Rapidly
Evolving Transients の統計的解析
反保 雄介 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

Cam (HSC) を用いた突発天体の探査を行った。この探査は
COSMOS 領域と呼ばれる広い範囲 (Ultra-Deep layer 1.77
deg2、Deep layer 5.78 deg2) を約半年間に渡って短い時間間隔

M1)

で何度も繰り返し行うものであり、約 26 等級まで検出可能な観

PAN-STARRS1[1]，Dark Energy Survey[2] といったサー測である。そのため短いタイムスケールで変化する超新星のよベイ観測から，通常の超新星爆発と比較して，より短いタイ

うな突発天体を系統的に探査するのに適している。我々はそのムスケールで進化する rapidly evolving transient と呼ばれるデータを用いて、典型的な Ia 型の最大光度である-19.5 等級よ天体が複数報告されている。超新星爆発と同程度の明るさだ

り明るい超新星を系統的に解析し、その中から赤方偏移の値のが，超新星爆発と比較して進化が速いことから，放出物質の総持つ誤差が特に小さいもの（分光観測もしくは COSMOS2015

量が少ないと考えられ，超新星爆発の標準的なエネルギー源

カタログの測光観測から参照したもの）を選び出し、光度曲線であるニッケル 56 の崩壊とは異なるエネルギー源の必要性がの比較、光度分布の調査などを行った。

指摘されている。しかし，それらの天体の光度曲線の形状，絶本研究では、光度曲線や最大等級から、未だ例の少ない超高輝

対等級や色などの性質，発生率については，依然として不明な度超新星や光度分布のギャップ部分に属する超新星を複数同定点が多いままである。我々は、2016 年 11 月から 2017 年 4 月した。さらに光度曲線による分類や性質、event rate を示し、にかけて行われた、すばる望遠鏡の戦略枠観測 (SSP) による、明るい超新星の真の光度分布について議論する。

主焦点広視野撮像カメラ Hyper Suprime-Cam (HSC) を使っ

コン a9 輻射輸送計算に基づく爆発直後の新星スペクトルの考察田口 健太 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

た突発天体探査 [3] のデータから，約 60,000 個の transient 候
補天体に対して rapidly evolving transient の探査を行った。
解析では，各天体の g,r2,i2,z の 4 バンドの光度曲線に対して

M2)

rest frame でのガウス関数フィットを行い，そのフィットされたガウス関数の半値全幅を用いて光度曲線の形状を評価する

新星とは、白色矮星 (主星) と晩期型星 (伴星) からなる連星ことで，rapidly evolving transient と思われる天体を分類し，系において、ガスが伴星から主星表面へ降着してある程度溜統計的解析を行った。本講演では，rapidly evolving transient

まった後、熱核暴走反応で一気に燃える現象である。概して 1と判定された天体の光度曲線の形状，絶対等級，温度といっ

日以内のタイムスケールで V バンドで 10 等ほど増光する。過4去の分光観測から P Cygni 型のスペクトル線が数多く見られ

潮汐力の効果は連星に関する研究ではよく扱われている分野でているので、新星爆発に伴い主星から外へと激しい質量放出があるが、超新星爆発の効果はこれまでほとんど研究されてこな

起こることは良く知られている。

かった。そこで本研究では連星系における超新星爆発の影響に新星の増光中に分光に成功したスペクトルとしては Arai et al.

ついて、超新星爆発後も星が連星として生き残り、中性子星連(2015) の 1 例が存在し、従来の新星スペクトルに普遍的な P

星に向けての進化を続ける系の割合を見積もっていく。まず、

Cygni 型の線ではなく、吸収成分を持たない高階電離の輝線が重力崩壊型の超新星を主星に、主系列星を伴星にもつ連星系に卓越したスペクトルが報告された。このスペクトルは、新星爆

おいて、超新星爆発の爆風が当たることで伴星にどのような変発開始直後に放出された物質や新星発生以前に系の周囲に存在化が起きるのかを MESA を用いて調べた。さらに、爆発によした物質の情報が、新星爆発後期の質量放出に飲み込まれる前る kick を受けた連星系がどのような進化を辿るのかを、kickの段階を見ている可能性が高い。この情報を引き出せれば、新velocity の大きさや方向を変化させて計算を行った。爆風を受星爆発直前・直後の系の変動を調べる上での手がかりとなり、けた伴星は外層を大きく膨張させ、中性子星へと進化した主星

新星爆発全体の初期条件を規定することができる。

を飲み込んでしまうことが確認された。一方で、kick によってそこで我々は新星の超初期スペクトルからこの情報を引き出す連星として保つことができなくなる系もあるため、どのようなため、公開コード CMFGEN(Hillier and Miller 1998) を用い

条件下では連星として続く進化に向かうことができるのかを調て球対称大気での non-LTE 輻射輸送計算を行った。本計算でべ、その割合を求めた。さらに、こういった連星の観測可能性

は主星 (光源) からの光が周囲の物質を通り抜ける過程で受けについての考察を行った。

る放射・吸収を電離構造と同時に解く。これを主星周囲の物質

1. R. Hirai, H. Sawai and S. Yamada ApJ 792, 66 (2014)の密度・組成を様々に変えて行った。結果 Arai et al. (2015)

2. R. Hirai, P. Podsiadlowski and S. Yamada ApJ 864, 2で得られた高階電離の輝線が多いスペクトルが再現された。ま(2018)た CIV5802 など一部の高階電離の輝線の強度は物質の密度に大きく依存することが分かった。本研究で得た我々のモデルス

コン a11 球状星団おけるコンパクト連星の力学進化
吉成 直都 (東京大学天文学教室 M2)

ペクトルを実際の観測データと照合すれば、新星初期段階に放出された物質や新星爆発以前に系に存在した物質の量・組成を求められる。

球状星団とは、銀河のハロー内に存在する 10 万から 100 万程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系で

1. A. Arai, M. Isogai, M. Yamanaka, H. Akitaka, andは、恒星どうしの相互作用が頻繁に起こる。その結果、３体遭

M. Uemura Acta Polytechnica CTU proceedings 2 257

遇が起こり連星が形成されると考えられている。そこで、我々(2015)

は、N 体シミュレーションを用いて球状星団の進化を数値計算

2. D. John Hillier and D. L. Miller ApJ 496 407 (1998)

する過程で、どれほどの連星が形成するのかを調べる必要があ

3. M. Kato, H. Saio and I. Hachisu ApJ 838 153 (2017)

る。衝突系における多粒子系の時間進化を計算するのに P3 T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、

コン a10 連星系における超新星爆発の連星進化への寄与
小形 美沙 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室

遠方の粒子からの重力をまとめて計算し、近傍の星は直接計算す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M2)星の軌道を計算するには、その連星のみ別のアプローチをして連星系は 2 つ以上の星が互いの重心周りを公転しあう系であ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このり、その割合は中小質量星では 50%、大質量星では 80% 以上ような連星の時間発展を正確に計算するのが困難のため P3 Tとされるほど一般的な系である。連星進化の過程では、質量輸法を改良したコードの開発に取り組んでいる。本研究では新し送や共通外層などの相互作用を経る場合も存在している。さらく開発している N 体シミュレーションコードを用いて球場星団に、これらの相互作用の結果として 2 つの星が次第に近付いの力学進化を計算した。その結果、予想した時刻に星団のコアていき、最終的には合体してしまうようなこともあり、連星進が十分収縮し、中心密度が非常に高くなった。そして、コア内化では単独星進化とは異なる多様な天体を生み出すと考えられ

で 3 体遭遇が起こり連星が形成され、徐々に連星間距離を縮めている。その中でも 2017 年 8 月に中性子星連星の合体によるていき高エネルギーになっていく様子が確認できた。発表では重力波が観測されたこともあり、中性子星連星が大質量星連星

これらの結果を詳しく説明し、今後の展望について述べる。

系においてどの程度形成されるのか、及びその合体確率の計算

1. Portegies Zwart,S. & McMilan,S. 2000, ApJ, 528, 1, L17-が行われている。中性子星は大質量星が重力崩壊型超新星爆発

L20を起こした後に残る天体であるため、中性子星連星に至る連星

2. Iwasawa,M., et al. 2015, ComAC, 2, 6, 15系は超新星爆発を経験することになる。質量輸送や共通外層、

3. Tanikawa,A. & Fukushige,F. 2009, PASJ, 61, 721-736
5

1976) も報告されており、これまでの分類に当てはまらない特コン a12 高速電波バーストと連星中性子星合体の同時検出可能性について
鹿内 みのり (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)

異な天体である。

Cir X-1 ではこれまで、X 線強度が一日のうちに約 10 倍に跳ね上がるようなフレアが度々観測されているが、フレアは周期的なものではなく、全期間を通してスペクトルも複雑に変化し

高速電波バースト（fast radio burst, FRB）は、ミリ秒程ている。X 線は中性子星表面とその周りの降着円盤から放射さ度の時間に電波帯で高エネルギーを放射する突発現象である。

れると考えられているが、Cir X-1 の複雑なスペクトル変動は2001 年の初観測（Lorimer et al. 2007）以降、70 個ほどの単純なモデルでは説明できない。

FRB が発見されており、repeat の有無やピークの数などその複雑な変動の原因を説明するモデルの１つとして、中性子星の特徴は多岐にわたっている。また、FRB の放射メカニズムは周辺に吸収体が存在し、この吸収体が X 線放射領域を部分的に多くのモデルが提唱されており、連星中性子星合体（binary

隠す割合が変化することで見かけ上のスペクトル変動を説明す

neutron star merger, BNS merger）（Totani 2013, Mingarelli

るというものがある。「てんま」衛星の観測結果はこの部分吸

2015, Wang et al. 2016, Yamasaki et al. 2018）は有力なモ収モデルで説明できている (池上博論 1987)。また「Chandra」

デルの一つである。BNS merger は強い重力波源にもなりうる衛星では、フレア期と静穏期でカルシウムや鉄の吸収線と輝線（Abbott et al. 2017）ことから、BNS merger からの重力波とがそれぞれ観測されており (D AI et al. 2007)、視線方向に何FRB が同時に観測される可能性があると考える。 本研究でらかの吸収体が存在することを示唆している。

は、実際の観測データから BNS merger と FRB を同時に観測

講演者は 2009 年 8 月に観測を開始した「MAXI」の約 10 年分する確率について計算し、BNS merger が FRB の起源になりの観測データを用い、Cir X-1 の放射強度とスペクトルの硬さうるほど起こるのかについて議論する。

先行研究（Feng et

によりフレアをいくつかの種類に分類した。Cir X-1 の周辺環

al. 2014）では、同じく BNS merger を起源とするショートガ

境について、フレアの特徴を部分吸収モデルと関連させて現時

ンマ線バーストからの radio afterglow の検出確率について評

点での解釈を述べる。

価している。しかし、この研究の目的は、各電波望遠鏡で今後

1. Asai, K. et al., 2014, PASJ, 66, 79

radio afterglow を検出できるかについて評価することであっ2. D AI, A. et al., 2007, ApJ, 671, 2006-2016

たため、重力波との同時観測の可能性については論じていな

3. Linares, M. et al., 2010, ATel, 2651

い。 本研究では、重力波検出器 LIGO と電波望遠鏡 CHIME（Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment）のデー

コン a14 Swift 衛星による GRB090618 の減光過程の広帯域スペクトル解析
堀江 光希 (埼玉大学 宇宙物理実験研究室 M1)

タを用いて、BNS merger と FRB を同時に検出できるか議論する。

本発表では、Feng et al. 2014 や Abbott et al. 2016などをもとに、検出確率の計算手法についてまとめたのち、現在の経過報告および今後の研究に向けた展望について述べる。

ガンマ線バースト (Gamma-Ray Burst;GRB) は遠方宇宙で発生し、数秒間で 1054 erg のエネルギーが放射されるビッグバ

1. Feng L. et al. 2014, arXIV: 1405.6219

ン以降の宇宙で最も明るい現象である。一日に一回ほどの頻度

2. Abbott B. P. et al. 2016, Astrophys. J. Lett, 832, L21で観測され、その到来方向は全天に等方的に分布する。発見か(15pp)

ら 50 年以上が経ち観測例も多いが、いまだに放射機構など謎

3. Totani T. Pub. Astron. Soc. Jpn. 65, L12の多い天体現象である。その放射機構について相対論的火の玉モデルが典型的であり、そのモデルに基づくと、GRB 本体のコン a13 MAXI データを用いた Circinus X-1 増光現
象の統一的解釈富永 愛侑 (国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機
構 宇宙科学研究所 M1)

放射は内部衝撃波から生じる非熱的放射と、コンパクトな領域
からくる熱的な放射が両方とも観測されるはずであるが、従来は主に前者のみが観測されている。本研究では、GRB090618
を The Neil Gehrels Swift Observatry(Swift 衛星) 搭載の検CircinusX-1(以下、Cir X-1 と表記) は通常の星と中性子星か

出器 Burst Alert Telescope(BAT) と X-Ray Telescope(XRT)

らなる連星である。一般に X 線連星は、伴星の質量により「小を用いて、幅広いエネルギー帯域で減光過程のライトカーブと質量 X 線連星 (Low Mass X-ray Binaries; LMXBs)」と「大質スペクトルデータを解析し熱的な成分が含まれているかを調べ

量 X 線連星 (High Mass X-ray Binaries; HMXBs)」に分類さた。まず、BAT の全エネルギー帯域を用いたライトカーブにれる。Cir X-1 は、LMXBs の特徴である I 型 X 線バーストがおいて、減光が放射冷却を示す指数関数型減光であることを確観測された (Tennant et al. 1986; Linares et al. 2010) 一方、認した。次に、BAT,XRT をそれぞれについて、細かくエネル

軌道離心率が e=0.45、軌道周期 16.6 日で、伴星が B5-A0 型

ギー帯域を区切ったライトカーブを描き、減光の時定数のエネ巨星であるという観測 (Jonker et al. 2007; Kaluzienski et al.

ルギー依存性を調べた。その結果、時定数 τ は 0.3 − 3.2keV

6

で τ ∝ E −0.5 となり、シンクロトロン放射に期待される減光と25

矛盾しないが、3.2keV 以上ではその依存性から外れ、熱的成

2. J. Fukue. Variable Eddington Factor in a Relativisitic

分の存在が考えられる結果が得られた。次に、エネルギースペ

Plane-Parallel Flow PASJ, 60, 1209-1206, 2008 October

クトル解析では、非熱的成分に熱的成分を加えることで 50keV

25付近の残差構造が解消され、F スコアが 7.2 と十分大きくなり

3. V. Icke. Photon surfing near compact objects, Astron,

フィット結果が有意に改善した。本講演では、時定数のエネル

Astrophys. 216, 294-304(1989)

ギー依存性に基づく熱的放射成分の可能性について、特に重点

コン a16 Event Horizon Telescope が示唆する M87
中心付近の磁場
西脇 公祐 (東京大学 宇宙線研究所 M1)

的に考察する。

1. Band et al.,1999, ApJ, 413, 281
2. Rybicki & Lightman, 1979, Radiative Processes in As-

Event Horizon Telescope(EHT) は 230GHz の電波によってtrophysics

M87 銀河中心大質量ブラックホールの photon ring スケール

3. Gehrels et al., 2004, ApJ, 611, 1005での観測を可能にした。EHT(2019) により発表された画像は、

コン a15 相対論的変動エディントン因子の輻射輸送
計算
倉西 嶺人 (筑波大学 宇宙物理理論研究室 M1)

M87 の中心に Kerr ブラックホールがあることを示唆するものだった。中心ブラックホールから噴出するジェットの加速機構
は長年の未解決問題だが、ジェットの根元での磁場の大きさが重要な手掛かりになると考えられている。そのためシンクロト

現在までの観測により活動銀河ジェットやガンマ線バースト

ロン放射による電波を観測することで磁場を推定する試みがなどローレンツ因子 γ が 10 を越えるような超相対論的ジェッなされてきた。10Rs (Rs はブラックホールの Schwarzschild 半トが観測されている。しかしながらこのようなジェットの形成

径) での磁場は、電子分布を非熱的と仮定した Kino et al.(2015)

過程については依然謎のままである。宇宙ジェットの形成ではによれば 50G ≤ B ≤ 150G であり、磁場優勢ジェットである

磁場または輻射が重要な役割を果たしていると考えられていると考えられた。一方 5Rs まで分解しフラックスのコンパクト成が、本研究では輻射における相対論的ジェットの形成に焦点を分を得た EHT(2019) では、熱的分布を仮定して約 5G と概算

当てて研究を行った。輻射によるジェットの形成を考える際にされ、これらの推定値は大きく異なる。

は相対論的輻射流体力学 (以下、RRHD) として取扱う必要があ

本 発 表 で は Kino et al.(2014,2015) の レ ビ ュ ー を 中 心 に 、る。ただし輻射によるジェットの加速の問題点として終端速度

EHT(2019) の結果を用いてジェットコアの磁場の大きさをの存在による困難がある。これは輻射場を外場として与えたと再検討する。Kino et al.(2014,2015) では観測した振動数がきに現れるものであり、相対論的輻射輸送方程式 (以下、RRT)

Synchrotron Self Absorption(SSA) の光学的厚みが τν = 1 とを解くことによりこの困難を取り除ける可能性がある。第一段なる振動数であると仮定されていた。EHT(2019) の結果の下階として平行平板における RRT を数値的に解き、RRT のモーでこの仮定や結果としての磁場の妥当性を検討し、熱的な電子メント近似において重要となる相対論的変動エディントン因子

分布のモデルとの比較も行う。その結果からジェット加速におf0zz (以下、VEF) を求めその振る舞いについて考察した。具体

ける磁場の寄与を再考する。

的な手法としては、無限平行平板を仮定し平板底面からの一様等方な輻射を考え、平板の底面で速度 β = 0、平板の上面で1. Kino, M., Takahara, F., Hada, K., & Doi, A., ApJ, 786,

β = 1 となるような流体の速度分布を仮定し、RRT を数値的に5 (2014)解くことで VEF を求め、その振る舞いについて調べた。結果、

2. The Event Horizon Telescope Collaboration, ApJL, 875,

相対論的効果は一度 VEF を減少させるように働き、その後増L5 (2019)

加させるように働くことが分かった。これはアベレーション効

3. Kino, M., Takahara, F., Hada, K., Doi, A., Akiyama,果によるものであると考えられる。上記のような振る舞いは光K., Nagai, H., & W. Shon, APJ, 803,30 (2015)

学的に薄い系と光学的に厚い系において共通していた。また相コン a17 フェルミガンマ線宇宙望遠鏡による超大質
量ブラックホール Sagittarius A∗ の観測的研究
菅谷 知博 (立教大学 M1)

対論的ジェットの形成において大きな問題となっている加速機構の問題についても考察を行った。上記の計算で求めた輻射場を用いて平行平板における RRHD の運動方程式を評価し、本研究のような状況設定の下では光学的に厚い系において光速付

大多数の銀河の中心には巨大なブラックホール (BH) が存在

近まで終端速度が現れなくなる可能性を示した。これは輻射にすると考えられている。天の川銀河も例外ではなく、明るくコより粒子を光速付近まで加速できる可能性を示唆している。

ンパクトな電波源 Sagittarius A∗ (Sgr A∗ ) の位置に 4×106 M⊙

1. J. Fukue. Velocity-Dependent Eddingtin Factor in Rel-の超大質量 BH があることが知られている。また Sgr A∗ の領

ativistic Radiative Flow. PASJ, 58, 461-427, 2006 April

域からの放射は電波だけではなく、赤外線・X 線・ガンマ線な

7

ど多波長にわたって観測がされ、その結果から BH やその周りが実現可能であることと、降着柱の側面がエディントン光度以の降着円盤の活動性に関する議論が現在も行われている。その上で明るく輝くことを示した (Kawashima et al 2016). しかし中でも X 線の観測などから、現在の BH は質量降着が非常に小ながら、この降着柱側面からの放射が、どのような光度曲線をさく活動性が弱いことがわかっている。

作り出し、観測された X 線パルスを説明できるか否かについ本研究では、2008 年に NASA によって打ち上げられたては検証されていない．

20 MeV-500 GeV で感度が高いフェルミガンマ線宇宙望遠鏡

そこで我々は、Ray-Tracing 法を用いて降着柱側面からの放射∗(フェルミ) を用いて、Sgr A に該当するフェルミの点源ソーによる見かけの光度を計算した．一般相対論効果による光の軌スの解析を行った。また先行研究 (M. L Ahnen et al 2016) よ道の湾曲，およびガスの落下運動によるドップラー効果によっ

り、このソースは MAGIC の観測結果を踏まえると、TeV 領域て観測者と反対側の降着柱からの放射が強まる．一方で，重力でも非常に明るく、エネルギースペクトル (SED) は 100 GeV

赤方偏移によって降着柱全体の見かけの光度が低下する．中性から数 TeV まで Γph ≈ 2.0 と非常にハードな光子指数を持つ子星の自転を考慮して光度曲線を計算した結果、川島らによることがわかっている。一方で数 GeV 付近の指数は Γph ≈ 2.5

降着柱モデルが、観測された X 線パルスを大まかに再現できと求まっている。

ることがわかった。講演では磁軸の傾きや viewing angle によ本研究はフェルミの約 10 年分の観測データを基に、上記のる光度曲線の変化、Pulsed Fraciton についても述べる．

光子指数の結果を踏まえ、まず GeV 以上の詳細なスペクトル1. Bachetti, M.; Harrison, F. A.; Walton, D. J.; et al. Na-

解析を行った。その結果 30 GeV 付近で先行研究 (D.Malyshev

ture, 514, 202(2014)

et al 2015) では見られなかったスペクトルのブレイクが新た

2. Kawashima, Tomohisa; Mineshige, Shin; Ohsuga, Ken;に見つかった。この結果から 30 GeV を 1 つの境に少なくとOgawa, Takumi PASJ, 68, 83(2016)

も 2 つの異なった放射成分の存在が確認できたと言える。また

BH 特有の突発的なフレアが過去に起きたかを調べるため、観

section*コン a18 中性子星への超臨界降着柱モデルによる超高測データからライトカーブを作成した。この時間変動を調べる

光度 X 線源の X 線パルス計算

意義には、起源の候補の 1 つが BH であるフェルミバブルや X

井上 壮大 (筑波大学線 chimney の構造形成の解明の貢献も含まれており、変動を調（ULX）とは，光度が恒星質量ブラックホールのエディントン

べることは重要と言える。

光度を超えている非常に明るい X 線源である．ULX の中心

宇宙理論研究室 M1) 超高光度 X 線源

本発表では 10 年以上の観測データを用いて、詳細なスペク天体として、恒星質量ブラックホールと中間質量ブラックホー

トル解析から得られた 30 GeV 付近でのブレイク、及び長期間ルが考えられていたが、近年、パルスが検出されたことによっのライトカーブの解析結果を示し、その物理的解釈について議て一部の ULX の正体が中性子星であることが濃厚になった論していく。

(Bachetti et al 2014)．中性子星の質量は太陽と同程度なので、ULX の大光度を説明するためには超臨界降着（エディントン

1. M. L. Ahnen et al A&A 601, A33 (2017)

降着率を超える降着）が必須である．

2. Malyshev, D., Chernyakova, M., Neronov, A., & Walter,

川島らは、中性子星の磁極付近に形成される柱状の降着流（降R. 2015, A&A, 582, A11着柱）の輻射流体力学シミュレーションを実施し、超臨界降着

3. Chernyakova, M., Malyshev, D., Aharonian, F. A.,が実現可能であることと、降着柱の側面がエディントン光度以Crocker, R. M., & Jones, D. I. 2011, ApJ, 726, 60

上で明るく輝くことを示した (Kawashima et al 2016). しかしながら、この降着柱側面からの放射が、どのような光度曲線を

コン a18 中性子星への超臨界降着柱モデルによる超高光度 X 線源の X 線パルス計算
井上 壮大 (筑波大学 宇宙理論研究室 M1)

作り出し、観測された X 線パルスを説明できるか否かについては検証されていない．
そこで我々は、Ray-Tracing 法を用いて降着柱側面からの放射

超高光度 X 線源（ULX）とは，光度が恒星質量ブラックホーによる見かけの光度を計算した．一般相対論効果による光の軌

ルのエディントン光度を超えている非常に明るい X 線源であ

道の湾曲，およびガスの落下運動によるドップラー効果によっ

る．ULX の中心天体として、恒星質量ブラックホールと中間て観測者と反対側の降着柱からの放射が強まる．一方で，重力質量ブラックホールが考えられていたが、近年、パルスが検出

赤方偏移によって降着柱全体の見かけの光度が低下する．中性

されたことによって一部の ULX の正体が中性子星であること

子星の自転を考慮して光度曲線を計算した結果、川島らによるが濃厚になった (Bachetti et al 2014)．中性子星の質量は太陽降着柱モデルが、観測された X 線パルスを大まかに再現できと同程度なので、ULX の大光度を説明するためには超臨界降ることがわかった。講演では磁軸の傾きや viewing angle によ着（エディントン降着率を超える降着）が必須である．

る光度曲線の変化、Pulsed Fraciton についても述べる．

川島らは、中性子星の磁極付近に形成される柱状の降着流（降1. Bachetti, M.; Harrison, F. A.; Walton, D. J.; et al. Na-着柱）の輻射流体力学シミュレーションを実施し、超臨界降着

ture, 514, 202(2014)8

2. Kawashima, Tomohisa; Mineshige, Shin; Ohsuga, Ken;

コン a20 超高光度 X 線源 Holmberg IX X-1 の広帯域
X 線同時観測スペクトル解析
吉武 知紘 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

Ogawa, Takumi PASJ, 68, 83(2016)

コン a19 超臨界降着流のフラクタル次元解析
古野 雅之 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

M1)
我々の近くの銀河を観測すると、銀河中心から離れた位置

M1)に超高光度 X 線源 (Ultraluminous X-ray Sources; ULX) が超臨界降着とはエディントン限界と呼ばれる古典的限界を超見つかることがある。ULX とは X 線で非常に明るい天体 (Xえたガス降着であり、これは宇宙初期の超巨大ブラックホール

線光度が 1039 erg/s 以上) であり、このような高光度を説明

形成問題や ULXs(超高光度 X 線源) の解明に繋がる重要な現できる有力な説としては、30 太陽質量以下の恒星質量ブラッ象である。しかし輻射磁気流体の扱いの困難さにより近年まで

クホールへの超臨界降着 (エディントン限界降着率を超える降継続的に起こり得るのかどうかは分からなかった。ところが

着) がある。超臨界降着の場合、重力半径の 30 倍程度より外

Ohsuga et al.(2005) の行った 2 次元輻射流体計算によって世側では標準円盤で近似できるが、それより内側では光学的に厚界で初めて継続的な超臨界降着が可能であることが示されたばいアウトフローによるコンプトン散乱が効くことが予言されかりでなく、強力な輻射圧駆動円盤風 (アウトフロー) が存在ている (Takahashi et al. 2016) 。この 2 つの領域の遷移半径することも分かった。その後 Takeuchi et al.(2013) の 2 次元を観測から求めることで、中心ブラックホールの質量の推定

輻射磁気流体計算、Kobayashi et al.(2018) の 3 次元輻射流体が可能となる。

計算によって円盤風が解析され、ぶつぶつにちぎれた構造 (ク

そこで我々は、X 線天文衛星 XMM-Newtonと NuSTAR の X 線同時観測データがある ULX Holmberg IX

ランピーアウトフロー) を持つことが分かった。またクランプ

X-1 に着目した。この天体は先行研究のサイズと回転速度から視線を遮るタイムスケールが算出さ(Walton et al. 2014)により超臨界降着が示唆されているため、二成分モデルを用れ、ULXs の光度変化を説明できることが示された (Kobayashi

いて広帯域 (0.3-30 keV) X 線スペクトルを解析した。本研究

et al. 2018)。 一方でクランプが発生する機構については

では ULX のより現実的な降着流の構造を反映させるため、標Takeuchi et al.(2013) によって検証されたものの、シート状に準円盤の内縁温度とコンプトン散乱の種光子の温度を独立パなる物理過程の解明には至っていない。またクランプサイズはラメータとして扱った (Shidatsu et al. 2017) 。その結果、こ円柱座標の r 方向と θ 方向各々で平均的な値を求めたものであ

れまでにない精度でその広帯域 X 線スペクトル再現に成功しり、シート状構造の解析としては不十分である。そこで本研究た。本講演では Holmberg IX X-1 における超臨界降着流の構ではフラクタル次元解析を用いてクランピーアウトフローの次

造及び遷移半径から推定したブラックホール質量について議論

元を直接求め、2 次元構造物の有無を検証した。同時にアウトする。

フローの異なる部分における次元を調べ、非整数フラクタル次元の解釈と次元変化から噴出に伴う構造変動の解析を行った。

1. Shidatsu, M., Done, C., & Ueda, Y. 2016, ApJ, 823, 159

その結果、Kobayashi et al.(2018) の解析でシート状クランプ

2. Walton, D. J., Harrison, F. A., Grefenstette, B. W., etの存在が示唆されたアウトフロー領域では、実際に 2 次元に近al. 2014, ApJ, 793, 21

い値を示すことが分かった。また次元を調べる領域の BH 近傍

3. Takahashi, H., Ohsuga, K., Kawashima, T., Sekiguchi,からアウトフロー外縁への移動に伴い、次元が 3 次元から 1.6

Y. 2016, ApJ, 826, 23

次元程度に下がることが判明した。これは噴出時に等質なガス

section*コン a21 X 線衛星「すざく」を用いた Eddington 限流が、まず 2 次元 (シート) 状に分裂し、その後さらに捻れた紐界を超えた 光度を持つ中性子星連星 SMC X-1 の観測状構造になっている可能性を示唆している。本講演ではこれら

高嶋 聡 (東京大学の研究成果の詳細を解説する。

馬場・中澤研究室 M1)

降着天体の光度がある値を超えると放射圧が降着物質の重力を上回って外へ吹き飛ばすため、 天体の明るさには限界がある。これを

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

Eddington 限界といい、LE = 1.2 × 1038 M/M⊙ erg s−1 と表2005, ApJ, 628, 368

せる [1]。これまでの観測で光度が 1040 − 1041 erg s−1 と明る

2. Takeuchi, S., Ohsuga, K., & Mineshige, S., 2013, PASJ,い、ULX (Ultraluminous X-ray sources) が見つけられてきた。

65, 88ULX は放射している光度とその Eddington 限界を考えると

3. Kobayashi, H., Ohsuga, K., Takahashi, H. R., et al.

質量が 50 M⊙ を超えるブラックホールであると考えられてき2018, PASJ, 70, 22

た。しかし銀河 M82 にある 1.8 × 1040 erg s−1 もの放射をす
る ULX の場所と中性子星由来のパルスが観測される場所が一致したことから中性子星も ULX になり得ることが示唆されている [2]。そこで ULX の放射機構について調べるため、X 線

9連星 SMC X-1 に着目した。

小マゼラン雲にある SMC X-1

は HMXBs (High-mass X-ray binaries) で 5 × 1038−1に相対論的輻射流体効果である輻射抵抗に着目し、超臨界降着と、流におけるアウトフローの速度構造を明らかにした。アウトフ

Eddington 光度近くで輝く非常に明るい天体である [3]。パル

ローは、強い輻射フラックスにより加速されるが、速度上昇にスの周期は 0.71 s で主星が B0Ib 型の超巨星 (17.2M⊙ )、伴星

伴う輻射抵抗の増加によって加速が抑制される。最終的な速度が中性子星 (1.06M⊙ ) であることが知られている。SMC X-1

は光速の 40 ％程度となり、銀河系内の強力なジェット天体、は明るいため詳しい観測が行われており、ULX パルサーの性質

SS433 の観測と一致することが示された。また、円盤内縁からを詳しく調べるのに最適である。X 線天文衛星「すざく」では離れたところでは、フラックスの広がる効果と輻射抵抗により、

2011 年 4 月-2012 年 3 月の間で 10 回にわたって観測している。

広角の速度の遅いアウトフローが形成されることが分かった。

論文 [3] では「すざく」の 10 回目の観測のデータについて

円盤の内縁付近では Absorption time より Freefall time の方

erg s

SMC X-1 の降着円盤の周囲のコロナからイオン化した鉄の吸が大きくなるため円盤は高温となることもわかった。

収線が見られることを「すざく」の X 線撮像検出器 XIS を使っ

また、上記論文のレビューに加え、一般相対論的効果を取て報告し、そのスペクトルの赤方偏移の度合いにより降着物質

りいれた一般相対論的輻射磁気流体力学（GR-RMHD）シミュがどのように運動するのかを議論している。我々も「すざく」

レーションと SR-RMHD シミュレーションとの比較結果につの XIS のデータを用いて強くイオン化された鉄イオン由来の吸いても紹介する。

収線を調べて論文の結果と一致するのかを検証した。さらに論1. Hiroyuki R. Takahashi and Ken Ohsuga. 2015, PASJ,

文では観測データの一部しか使われていないが、今回 XIS と硬67, 60X 線検出器 HXD を使った広範囲の解析により Eddington 限

2. Hiroyuki R. Takahashi , Ken Ohsuga ,Tomohisa

界を超えた天体の降着流の運動に関する解析結果について詳し

Kawasima, and Yuichiro Sekiguchi 2016, ApJL,826,2

く述べる。

コン b2 一般相対論的輻射輸送シミュレーションの研究に向けたレビュー高橋 幹弥 (筑波大学 宇宙理論研究室 M1)

1. 小山勝二, 嶺重慎, ブラックホールと高エネルギー現象, シ
リーズ現代の天文学, 日本評論社 (2007)

2. M.Bachetti et al., Nature 514, 202-204 (09 October2014)

強重力場中における物理は未解決な問題も多く，現在でも盛3. M. Kubota et al., The Astrophysical Journal Letters,

んに議論されている．例えば，ブラックホール近傍に生じる降868, L26, 5 (2018)

着円盤の形成のプロセスを考えるときは，強重力場中の一般相
対論的な効果を考えることが不可欠である．降着円盤の形成を

コン b1 相対論的輻射磁気流体シミュレーションによるブラックホール超臨界降着円盤のアウトフロー
形成
内海 碧人 (筑波大学 宇宙理論研究室 M1)支配する要素の 1 つは，ガスなど流体のダイナミクスである．
加えて，それらと光子の相互作用も重要であることが知られている．ブラックホール周りのガス中を光子が伝搬すると，放射や吸収，および散乱を通してエネルギーや運動量のやりとりがブラックホールにガスが降着する場合、降着円盤が形成され生じる．このような光子との相互作用を輻射輸送という．輻射

る。その中には、「エディントン光度」を超える大光度で降着す輸送は，ガスの冷却・過熱などと関係している．これにより流る超臨界降着円盤が存在する（エディントン光度とは、球対称体のダイナミクスに影響を及ぼすため，天体現象を考える上で降着において重力と輻射がつり合う時の限界光度である）。超非常に重要なプロセスである．流体計算と輻射輸送を組み合わ

臨界降着流についての研究はシミュレーションコードの発展にせる試みは，Susa(2006) などがある．しかし，一般相対論的より近年盛んに行われるようになったが、ジェットの加速や円な効果を考慮した輻射輸送の数値計算は，因果律の保持や光子盤の降着率依存性など、明らかになっていないことが多岐にわの伝搬速度を無視できないので，時間に依存した輻射輸送方程たり存在する。

式を解かなければいけないことや，時空の歪みによる光の湾

超臨界降着円盤の問題を解決するには、輻射流体力学方程式

曲などを考慮しなければいけないため，非常に困難であった．

を解く必要がある。なぜなら、降着円盤では輻射冷却や輻射圧

R.Takahashi ら (2017) は，このような困難を解決し，光の湾曲が重要な役割を担うからである。さらに超臨界降着円盤では磁や時空の引きずりなどの一般相対論的な効果をフルに考慮した場を介したブラックホールの回転エネルギーの抽出を考える必

輻射輸送の数値計算を行える ARTIST というコードを開発し要もあるため、相対論的効果と磁気的効果も考えなくてはならた．ARTIST は，MASTER という別のコードで得た，曲ったない。

時空の上での解析的な測定線に沿って輻射輸送方程式を解く．

本発表では上記の条件を満たす、特殊相対論的輻射磁気流

ただし，この ARTIST では，数値計算は赤道面に限られてい体力学 (SR-RMHD)code を用いて調査を行った Takahashi &る．私は，修士課程の 2 年間を通して，この ARTIST を赤道

Ohsuga 2015 についてのレビューを行う。この論文では、特面に限定せずに数値計算を行えるコードに拡張することを目指10している．そのため，今後の研究への足がかりとして，本講演

コン b5 1 型 Seyfert 銀河 NGC 5548 の X 線スペクト
ル変動の解釈御堂岡 拓哉 (国立研究開発法人 宇宙航空研究開発
機構 宇宙科学研究所 M2)

では ARTIST による数値計算の結果を示した論文のレビューを行い，その理解を深めることを目的とする．

1. R.Takahashi and M.Umemura,

MNRAS 464,4567-

4585(2017)

銀河中心の超巨大ブラックホールに物質が降着し、重力エネ

2. H.Susa, PASJ 58,445-460(2006)

ルギーを解放することで強い X 線を放射している天体を「活動銀河核 (AGN)」という。AGN のうち、比較的近傍にあり、可コン b4 多体系の Hill 安定性に対する一般相対論的効果の影響
鈴木 遼 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室 D2)

視光領域で高電離イオンの広がった輝線がある天体を「Seyfert
銀河」と呼ぶ。Seyfert 銀河の X 線スペクトルは幅広いタイ
ムスケールで激しく変動しており、その変動の原因を説明す

近年，重力波観測の観点から超大質量ブラックホール (Su-るモデルは複数提唱されている（e.g., Fabian et al., 2002）。

perMassive Black Hole: SMBH) 周りのコンパクト天体の挙

我々は、二層構造を持つ吸収体が X 線源を部分的に覆い隠す動が注目されている．SMBH と複数のコンパクト天体が多体

割合 (部分吸収率) の変化を主なスペクトル変動の原因とする系をなしているとき，その軌道は重力相互作用により複雑な進「Variable Double Partial Covering (VDPC) モデル」を提唱化を見せる．SMBH 周りのコンパクト天体が安定な軌道運動

している (e.g., N. Iso et al., 2016)。私は複雑な X 線スペクトをする場合，そこから放出される重力波は 2030 年代打ち上げ

ル変動を示すことで知られる 1 型 Sefert 銀河 NGC 5548 に対予定の宇宙重力波望遠鏡 LISA で観測されることが期待されてし、VDPC モデルを用いて先行研究 (M. Cappi et al., 2016) よいる．一方，複数のコンパクト天体が不安定な軌道進化をする

り少ないパラメータで変動の解釈をみた。NuSTAR, Suzaku,

場合，そのカオス的挙動によってコンパクト天体同士の衝突合

XMM-Newton の 3 つの X 線衛星による NGC 5548 の観測体が誘発され，そこからの重力波が地上重力波望遠鏡 LIGO・

データに、0.3–78keV の広帯域スペクトル解析を行ったところ、Virgo で観測されることが期待されている．このような複雑な部分吸収率、power-law 成分の強度、軟 X 線超過成分の 3 つの軌道進化からもたらされる重力波の波形やその観測可能性につ変化のみでスペクトル変動の説明を行った。さらに、より短い

いて知るためには，強い重力のもとでの軌道進化やその安定性

タイムスケールの変動を説明するライトカーブ解析も行うことについて系統的に調べる必要がある．

で、100 秒間から 16 年間に渡る様々なタイムスケールでの変多体系の軌道は重力相互作用により複雑に進化するが，軌道安定性についての議論は動に対する、シンプルな解釈に成功した。

これまでニュートン力学の範囲でのみ行われており，一般相対1. M. Cappi et al. 2016, A&A, 592, A27

論的重力のもとで軌道安定性を体系的に議論した研究は未だ

2. N. Iso et al. 2016, PASJ, 68, S27

なされていなかった．ニュートン力学的な安定性解析の一つが3. A.C. Fabian et al. 2002, MNRAS, 331, L35

Hill 安定性問題である．この研究は，多体系を構成する 2 つの天体の軌道が極めて接近すると天体同士の衝突やカオス的な動コン b6 活動銀河核ジェットの駆動メカニズム解明〜輻射輸送計算による偏波イメージ予測
恒任 優 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室 M2)

きによる系からの離脱を誘発することに着目し，「軌道が近付きすぎないこと」を条件として軌道の安定性を調べたものである(Hill, 1878)．本研究では，先行研究で与えられているニュートン力学的な Hill 安定性解析手法を相対論的に拡張すること

今年 4 月、EHT(Event Horizon Telescope) による史上初めで，多体系の相対論的 Hill 安定性を調べた．手法の拡張に際してのブラックホールの直接撮像の結果が発表された。これは活ては，ポストニュートン近似を用いることで，運動方程式に対動銀河核の正体が超大質量ブラックホールと周りのプラズマでする補正項という形で相対論的効果を取り入れた．この手法をあるという説の実証でもある。輝かしい成果の一方で、EHT用いて 3 体系の相対論的 Hill 安定性を調べたところ，ニュートによる観測は課題も残している。ターゲットである M87 は大ン力学で与えられていた解析的な Hill 安定性条件 (Gladman

規模なジェットを持つことで知られていたが、今回のブラック

1993) が相対論的計算においては破れていることがわかった．

ホール地平面付近の観測では、意外にもそのジェットが全く見られなかった。こういった活動銀河核ジェットの駆動機構は未

1. Hill, G. W., 1878, American J. Math., 1, 5

解明であり、天文学における最大の謎の 1 つに数えられてい2. Gladman, B., 1993, Icarus 106, 247

る。特にブラックホールに近い根元付近の磁場構造が鍵を握る

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

ことを理論シミュレーションが示唆しており、地平面付近で1996, Icarus 119 261

ジェットが観測されなかったことはその構造解明にあたり重要な意味を持つ。そこで本研究では地平面付近の磁場構造を調
べ、ジェットが見えなかった理由を明らかにすることを目的と11した。手法として、独自に開発した偏光の一般相対論的輻射輸

ろ、ジェットに層状の直線偏光が表れ、ジェット見込み角が小送計算コードを用い、理論モデルに基づく偏波イメージをシ

さい (<2° ) 場合では、偏光角分布に二峰性が見られた。さらミュレーション予測した。対象天体 M87 のモデルとして、現に内部衝撃波による明るい部分では偏波角の最大 26°程度の状で唯一既存の電波干渉計観測から示されたジェット幅と合変化が見られた。この特徴を用いることで、宇宙ジェットの内致する一般相対論的磁気流体力学 (GRMHD) モデルを採用し部衝撃波を特定できると結論付けている。

た。計算からブラックホールが速く回転する場合に EHT の観

1. Fuentes, A., Gómez, J. L., Martí, J. M., & Perucho, M.

測をうまく再現できた。この場合、磁場は回転に捻られジェッ

ApJ, 820, 90 (2018)

トを形成するが、地平面付近では加速が弱いという構造が提示された。直線偏光は外側のプラズマからファラデー回転を受け

コン b8 重力波観測での中性子星-白色矮星連星の観測可能性
衣川 智弥 (東京大学天文学教室 PD)

るが、ある程度磁場構造を反映する。一方で円偏光は放射時点では弱く先行研究では注目されていなかった。しかし本計算からブラックホール付近の高温プラズマでファラデー変換が起こ
り、直線偏光が円偏光に分配されることがわかった。従って円重力波観測により、連星ブラックホール合体や連星中性子星

偏光の観測からジェット構造の手がかりを得られることを世界合体といったコンパクト連星の合体が観測され始めている。重で初めて提示した。

力波の将来計画では、より低周波側のコンパクト連星合体も観

1. Event Horizon Telescope Collaboration et al.

測される。そこで、中性子星と白色矮星からなる連星合体に着2019,目した。中性子星白色矮星連星が、重力波観測の将来計画であApJL, 875, L1 − 6る DECIGO で観測されうることに着目し、観測可能性と電磁2. Blandford, R. D., Znajek, R. L. 1977, MNRAS, 179, 433

波対応天体としての可能性について議論する。

3. Nakamura, M., Asada, K., Hada, K. et al. 2018, ApJ,

コン b9 MHD シミュレーションに基づく電波星雲
W50 と X 線連星 SS 433 の共進化の解明
小野 宏次朗 (九州大学 宇宙物理理論研究室 M2)868, 146

コン b7 相対論 MHD ジェット伝搬シミュレーショ
ンと電波帯疑似観測
田嶋 裕太 (九州大学 宇宙物理理論研究室 M1)

系内 X 線連星 SS 433 は電波星雲 W50 (銀経 40◦ 、銀緯 −2◦ )の中心部に位置し、光速の約 26% の速さで東西方向に伝播す

本講演では、Fuentes et al.(2018) による活動銀河 (AGN)

るジェットを持つ。W50 は中心のシェル状構造と東西に伸びジェットの相対論的磁気流体数値計算とその観測的可視化に関る非対称なローブ構造を持ち、その軸は SS 433 ジェットの軸

してのレビューを行う。

とほぼ一致している事が確認されている (Blundell & Bowler

AGN は中心に太陽の 10-100 億倍の質量を持つブラック

2004) 。そのため、W50 の成因は母体となる超新星残骸 (SNR)

ホールがあり、そこから、数百 kpc もの長さに渡って銀河間のをジェットが引き伸ばしたことによると考えられている。

虚空を貫く相対論的なジェットの放射を噴出している。VLBI

SS 433 は銀河系内に位置することから多波長観測が進められてによる偏波観測から、ジェットは中心天体から数 pc 程離れたいる希少な天体である。とりわけ SS 433 ジェット先端領域に位置で超光速まで加速されていることが明らかとなっている

おける磁場解析から、ジェット軸に沿った成分及び衝撃波に平(e.g. Cheung et al. 2007)。この sub-pc スケールでの加速は、行な成分が報告されており、磁場が本質的に重要な役割を持つ

磁気エネルギーが効率的に運動エネルギーへと変換されること事が示唆される (Sakemi et al. 2018) 。

で実現すると考えられているが、未だその詳細な機構は明らか

成因の解明を目指した先行研究は、SNR とジェットによる複となっていない。特に、理論研究は、トロイダル磁場の卓越が合モデルが主流であり、これまでに流体計算が成されてきた (2ジェット加速に必要である事を示しているが (Komissarov et

次元における計算例：Goodall et al. 2011、3 次元における計al. 2007)、観測ではポロイダル磁場構造をもつことが示唆され算例：Zavala et al. 2008) 。しかしながら、W50/SS 433 系はている (Gabuzda et al. 2015)。そのため、観測結果が示唆す

磁場を持っているため、MHD シミュレーションによる形成起る磁場構造と整合を持つ理論モデルを作成する必要がある。

源の調査が必要である。そこで我々は W50/SS 433 系の構造

W50/SS 433 系の本論文は、らせん磁場を持つジェットの伝搬を相対論的に追形成メカニズムを検証するため、ジェットに平行かつ一様な背跡し、その結果得られる物理量を用いた疑似観測を行った。こ景磁場中において初期に球対称な SNR を与え、トロイダル磁

こでは、ジェット伝搬で優勢となるエネルギーの種類の依存性場を持つジェットを中心から噴出させることで共進化の様子をを検証している。その結果、磁気エネルギー優勢モデルは磁気追った。

圧勾配と磁気張力によって内部エネルギーがジェットの軸周を計算後、観測結果と比較することにより、ジェットの総エネ

辺で他モデルよりも卓越し、放射強度が強くなることを示し

ルギーやプラズマ β が構造形成に与える影響について報告すた。この結果を用いてストークスパラメータを導出したとこる。加えて、放射冷却の有無による構造の違いについても言及

12

本講演では、観測量であるシンクロトロン放射強度する。

河面サーベイで発見されている未同定天体の多くは TeV haloである可能性がある。さらに、TeV halo 観測からパルサーの

1. Blundell K. M. & Bowler M. G., 2004, ApJ, 616, L159

性質に新たな制限を与えることができることも分かった。我々

2. Goodall P. T., Alouani-Bibi F. & Blundell K. M., 2011,

はこのモデルを用い、将来観測における TeV halo の検出可MNRAS, 414, 2838

能性を予想した。楽観的な見積もりでは、HAWC は今後約 10

3. Zavala J., Velázquez P. F., Cerqueira A. H. & Dubner

年で 60 個近くの TeV halo を見つける可能性がある。さらに

G. M., 2008, MNRAS, 387, 839

CTA を用いれば、銀河系内だけでなく、マゼラン雲の中にある TeV halo を見つけられる可能性もある。こうした将来観測

コン b10 超新星爆発のイジェクタ内での磁場増幅
新井 瑞月 (東京大学 理学系研究科地球惑星科学専
攻 M1)によりモデルをテストでき、さらに TeV halo の形成の謎やより詳細な性質が明らかになっていくことが期待される。

1. T.

地球上には宇宙線と呼ばれる高エネルギー粒子が絶えず飛来

Sudoh,

T.

Linden,J.F.Beacom,

preprint(arXiv:1902.08203)

しており、この中でもエネルギーが 1015.5 eV 以下の場合は銀2. T.Linden et al., Phys. Rev. D 96, 103016 (2017)

河系内の超新星残骸で生成されると考えられている。宇宙線の加速機構の候補の１つとして衝撃波統計加速が挙げられ、このコン b12 次世代ガンマ線天文台 CTA で観測する活動銀河核
今川 要 (京都大学 理学研究科 宇宙線研究室 M1)

加速機構の加速効率は乱流磁場の大きさに依存していることが知られている。超新星爆発の瞬間に星の内部で発生した衝撃波が星の表面を通過すると (shock breakout)、星間物質中を進んでいく順行衝撃波と超新星爆発によって飛散した星の放出物内

活動銀河核 (Active Galactic Nuclei，AGN) は、その銀河にを進んでいく逆行衝撃波が生成される。両者とも観測によって含まれる星全体に匹敵する以上の光度で輝く中心核である。多効率の良い粒子加速が行われていることが示唆されている。観くの AGN からは光速に近いジェットが観測されており、これ測された加速効率を説明する為には十分な乱流磁場が必要だ

が視線方向に近い方向に向いている AGN をブレーザー、そうが、その起源は分かっていない。本研究では、逆行衝撃波でのでないものを電波銀河と呼ぶ。この天体からは超高エネルギー

効率の良い粒子加速を実現する為に必要な乱流磁場の起源につ(Very High Energy，VHE; ＞ 30 GeV) ガンマ線が観測され、いて調べる。

超新星爆発の瞬間に星の内部で発生した衝撃波

系外 VHE ガンマ線源のほとんどはブレーザーである。ブレーが星の表面を通過するまでの間に期待される、下記の磁場増幅

ザーは VHE ガンマ線で数分から数日の短時間で大きな強度変機構を調べる。(1) ビアマンバッテリー効果による磁場生成機動を示すことが知られている。

構 (2) 磁気流体ダイナモ効果による磁場増幅機構 (3) 輻射場とジェットの構造やその加速機構はいまだ解明されていない

流体場のズレによる磁場生成機構

が、これは超巨大ブラックホール近傍の物理状態を反映して

これら３つの増幅機構によって生じる磁場の最大値を見積もいるという意味において重要な現象である。CTA(Cherenkov

り、逆行衝撃波による粒子加速に必要な磁場増幅の条件を模索

Telescope Array) 計画では現在の約 10 倍の感度を達成できるしていく。本公演では研究の現状と今後の展望について述べてと考えられており、このような高感度で AGN を観測することいく。

によって、これまで検出されてきたよりも短い時間変動が検出されることが考えられ、ジェットの構造の理解が期待される。

コン b11 TeV Halos are Everywhere: Prospects for

また、フレアの時間変動の原因は不明であり、これを短時間のNew Discoveries
須藤 貴弘 (東京大学天文学教室 D2)

スペクトル変化が捉えられる CTA で観測することは、フレア機構を特定するために重要な手がかりとなる。

CTA より低

TeV halo とは、パルサー星雲より大きな領域に広がる、新エネルギー帯 (0.1-300 GeV) のガンマ線を観測しているフェル種ガンマ線天体である。Milagro と HAWC により Geminga

ミガンマ線望遠鏡では、電波銀河のうち最近傍にある Cen A の

パルサーの周囲で検出されて以来、宇宙線陽電子の起源やパルローブと呼ばれる数百 kpc の大きな構造から放射されているガサー星雲の進化などの理解に重要な役割を果たす可能性が指ンマ線を検出した。これは超巨大ブラックホール近傍以外から摘されてきた。しかし、現在までに 4 個しか報告されておらでも電波銀河では粒子加速が起こっていることを示しており、ず、未だに多くが謎に包まれている。我々は、Geminga の TeV

さらに角度分解能がよい望遠鏡での観測により、粒子加速の場

halo が典型的なものだと仮定し、パルサー種族合成の標準的な所を探ることができる。さらに、Cen A は最高エネルギー宇宙手法を用いて、 TeV halo の重要性を研究した。まず、銀河系線源の一つである傍証があり、VHE による高分解能での観測からの拡散 TeV ガンマ線は単純な GeV ガンマ線のフラックが期待される。

スの外挿よりも有意に明るい（ TeV Excess ）ことが知られてこのようにして、AGN を VHE で観測することは非常に有意いるが、これは TeV halo の寄与により説明できる。また、銀義である。今回は、VHE での AGN 観測について、最新の結果

13

をレビューし、CTA が狙う AGN 観測について述べる。

centimeter wavelengths due to the free-free absorption; themillimeter range can however be a potential new window.

コン c1 Constructing a Model for

We investigate the time evolution of synchrotron radiation

Interaction-Powered Supernovae Using Radiative
Transfer Simulations
武井 勇樹 (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 D1)from the system of red super giant surrounded by the confined CSM, relevant to typical type II-P SNe. We show thatsynchrotron millimeter emission is generally detectable, andthe signal can be used as a sensitive tracer of the nature ofType IIn Supernovae (SNe IIn) exhibit narrow hydrogenthe confined CSM; it traces diﬀerent CSM density parameteremission lines in their spectra, which indicates that the pro-space than in the optical. Furthermore, our simulations show

genitor experiences extremely intense mass loss at its final

that the confined CSM eﬃciently produces secondary elec-

stage of evolution. Thus SNe IIn occur in a dense circum-

trons and positrons through proton inelastic collisions, whichstellar medium (CSM). They are much more luminous thancan become main contributors to the synchrotron emission

other normal SNe because collision between the ejecta andin several ten days since the SN. We predict that the signal

the dense CSM can dissipate a large amount of the kinetic en-

is detectable by ALMA, and suggest that it will provide aergy of the ejecta to thermal radiation energy through shockrobust evidence of the existence of the confined CSM.

waves. We are trying to investigate this process by solving

1. Chevalier, R. A. 1982b, ApJ, 259, 302

the internal structure of the shocked region and calculate the2. Matsuoka, T., Maeda, K., et al. 2019, in prep.

radiation from this region. To calculate the structure of the

3. Yaron, O., Perley, D. A., Gal-Yam, A., et al. 2017,

shocked region, we assume steady states in the rest frame of

Nature Physics, 13, 510

each of the shocks and numerically solve equations for theconservations of mass, momentum, energy, and simplified

コン c3 重力波で迫る重力崩壊型超新星の爆発メカ
ニズム
中村 拓未 (福岡大学 固武研究室 M1)

radiative transfer equations to satisfy boundary conditions
at the contact surface. We can obtain the velocities of theshocks as the eigen values. With these velocities, we canfollow the movement of the shock fronts and describe the

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

temporal change of the structure in the shocked region. Ra-

で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

diation emitted from the shocked region diﬀuses out in theになることで急激に潰れ（重力崩壊）、それによって生じる衝

dense unshocked CSM. We also solve radiative transfer equa-

撃波が星全体を吹き飛ばす現象が重力崩壊型超新星爆発であtions in the unshocked CSM with given luminosities at theる。この現象は、自然界の４つの相互作用がすべて関与して起

forward shock as boundary conditions. We will present the

こるという点で非常に興味深い。さらに中性子星やブラック

results and discuss how the internal structure of the shocked

ホールの生成現場であり、銀河の化学進化にも重要な役割を果

region and the CSM aﬀect the temporal evolution of the

たしていると考えられることから、天文学や高エネルギー宇宙

luminosity.

物理分野において最も注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発がどのような過程で起こっているの

コン c2 Radio Emission from Supernovae in the Very

かは未だ完全には理解されていない。この現象を解明するにあEarly Phase: Implications for the Dynamical Mass
Loss of Massive Stars
松岡 知紀 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室
M2)

たって、まずは内部コアで爆発がどのように駆動されているかを理解する必要がある。

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とほとんど相互作用せず観測者に届く

Recent high-cadence transient surveys and rapid follow-

ので、超新星の中心の情報を運んでくる。しかし、超新星コア

up observations indicate that some massive stars may dy-で生成されたニュートリノは、ニュートリノ球付近ではニュー

namically lose their own mass within decades before super-

トリノ集団相互作用の効果、さらに地球の検出器に到達する前

novae (SNe). Such a mass-loss forms confined circumstel-に物質との相互作用を受けニュートリノの型が変化し、超新星

lar medium (CSM); a high density material distributed only

中心の情報に加えて副次的な情報が含まれてしまっている。しwithin a small radius (lesssim10
−4

−1

15

cm with the mass-loss

たがって、超新星の「生の声」を届けるという観点からは透過). While the SN shock should

性のある重力波の方がより直接的な情報を持っている。この信trigger particle acceleration and magnetic field amplification号を解析することで、超新星中心における物質の状態や運動をin the confined CSM, synchrotron emission may be masked in

知ることが可能となり、爆発メカニズムに迫ることができるとrate of 0.01 sim10

Mo dotyr14

期待されている。現在、世界中に多くのニュートリノ・重力波

かっているが、ジェット内荷電粒子の加速機構やガンマ線放射検出器が存在しており、日本国内でも Super-Kamiokande や機構などは未だ解明されていない。

KAGRA が稼働している。 今回の夏の学校では、ニュートリ

現在 GeV ガンマ線を最も感度良く観測できている望遠鏡はノ駆動型超新星からの重力波の定性的特徴やその放射過程につフェルミガンマ線宇宙望遠鏡 (Fermi 衛星) である。しかし有いて、最近の数値シミュレーションの結果をもとに詳しく議論

効面積が小さいため光子統計量が足りず、GeV 帯域の詳細なしていきたい。

スペクトルや時間変動が調べられていない。また観測されている GRB の分布は赤方偏移 z ∼ 1 − 4 にピークをもち、この

1. Murphy J. W. et al.2009,ApJ,707,1173

ような遠方の観測では宇宙背景光による吸収が問題となる。例
えば z ∼ 1 における 100 GeV のガンマ線は、宇宙空間を伝搬

コン c4 超新星爆発においてニュートリノハローがニュートリノ集団振動へ与える影響
財前 真理 (東京大学天文学教室 D1)

中に 1/e に減光されるため、GRB では 100 GeV 以下での観測が重要である。しかし現行の解像型大気チェレンコフ望遠鏡(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope, IACT) は、有超新星爆発においてニュートリノはその透過性の高さ故に、効面積は Fermi 衛星より大きいものの、エネルギー閾値が数

内部情報を得るための手段として考えられている。観測装置の十 GeV 以上であり、夜光などの影響でさらに高くなってしま向上により、次に超新星爆発が銀河系内か近傍銀河で起きたとう。そのため現状では宇宙論的距離で発生する GRB を IACT

きにはニュートリノスペクトルが検出できると期待され、電磁で検出できる頻度は低い。この状況を打開するのが現在建設中

波観測では見えない内部情報を得るべく多くの研究者が対策の Cherenkov Telescope Array(CTA) である。

を進めている。そこで観測されるニュートリノのスペクトルを

本講演では CTA がこれらの課題をいかに解決するかを示し、推定するときに問題となるのは、超新星の中心部で作られた

GRB の解明にどのように貢献するかを述べる。CTA の大口

ニュートリノのフレーバーがニュートリノ振動により変化す

径望遠鏡は 20 GeV のエネルギー閾値が見込まれ、有効面積はることである。超新星中心部で作られたニュートリノはそのま

Fermi 衛星の一万倍以上である。さらに 20 秒間に 180 度といま地球に届くことはなく、途中でニュートリノ振動を受けてフう回転性能をもち、GRB 探査衛星からのアラートを受けて即レーバーが (例えば電子型からミュー型へと) 変化する。そう

時放射中に観測を開始できる。GeV 帯域の詳細な観測から、即したニュートリノ振動には３種類存在しているが、特にそのう時放射や残光放射の物理機構などの解明に迫ることができると

ちニュートリノ集団振動は最近考えられ始めた非線形効果であ期待される。

り、ニュートリノ同士の相互作用によって引き起こされる効果

1. Inoue, S., Granot, J. et al., 2013, Astropart. Phys., 43,である。この効果により超新星の内側でニュートリノスペクト
ルが複雑に変形し、地球で観測されることになる。

252

いままで

2. Ackermann, M. et al., 2014, Science, 343, 42

この集団振動の数値計算を行うときには一旦放出されたニュートリノは散乱によりその飛来方向を変えることがないという

コン c6 陰解法を用いたモンテカルロ輻射流体について長井 拓巳 (甲南大学 宇宙理論研究室 M1)

仮定を置いていた。しかし実際には一部は原子核と散乱を起こ
し、本来届かない方向からニュートリノが飛来してくるものがいるはずである。これが集団振動に影響を与えるとしてニュートリノハローという効果が提唱された。本研究ではこの新しい

輻射の力学的効果は天体物理学において重要である。輻射場

効果を組み込んで実際の超新星爆発モデルに対し集団振動の計

は、３つの空間座標だけでなく、時間、周波数、および２つの算を行なった。その結果、ニュートリノハローの有無で実際に方位角の関数でもある。その高次元性は計算上非常に困難のた

観測スペクトルや検出率に違いが生じることがわかった。

め、特定の依存性（周波数または角度への）を無視する近似法がしばしば使用される。最近の研究では、これらの近似をでき

1. Duan et al. Phys. Rev. D 74, 105014 (2006)

るだけ用いずに、輸送スキームの精度を向上させることが注目

2. Cherry et al. Phys. Rev. D 87, 085037 (2013)

されている。この論文では、モンテカルロ輻射輸送（MCRT）の流体力学への結合を探る。モンテカルロ法は輻射輸送方程式

コン c5 CTA で迫るガンマ線バースト
高橋 満里 (東京大学 宇宙線研究所 M1)の解と比較していくつかの利点を提供する。MCRT は任意の３次元の形状に一般化し、多周波数、多角度、および時間依存51

ガンマ線バースト (Gamma-Ray Burst, GRB) は 10ergに輸送効果を組み込むことができる。異方性および非弾性散乱

ものエネルギーを数十ミリ秒から数千秒の間に放射する爆発現プロセス、偏光、共鳴線散乱などの複雑な物理的相互作用を含象である。主に MeV 帯域での即時放射の後、電波から GeV

めるのも簡単である。

ガンマ線の広い波長域に渡り、徐々に減光していく残光放射が

MCRT の主に不利な点は、確率的誤差が存在することであ観測されている。GRB は超相対論的ジェットを伴うことが分り、その結果、多数のパケット軌跡の計算が必要となる可能性

15がある。それの解決策として、輻射圧テンソルの空間的発散をきく 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

利用してモンテカルロ推定輻射力のノイズを低減する手法を開は磁力線に沿った運動である. 前者による放射は Synchrotron

発した。このコードは特殊相対論で、共鳴線散乱のようなもっradiation, 後者によるものは Curvature radiation と呼ばれてと複雑な物理的相互作用が含まれている。ガス-輻射の間の相いる. だが実際には 2 つの運動の中間 (粒子が曲がった磁力線

互作用は陰解法を用いて解いているため、放射冷却時間よりはの 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

るかに長い流体力学的時間ステップをとることができる。我々の運動による放射は Cheng & Zhang(1996) によって初めて考は、コードを検証し、輻射エネルギー優勢の問題を含む一連の案され,Synchro Curvature radiation と呼ばれている. 上であ輻射流体力学的試験問題を使用してその性能を評価する。結げた 3 つの放射で古典的に maser が生じるような状況がない

果は、MCRT がフル３ D 多角度多周波数 RHD 問題をシミュ

かは以 前より調べられており, その結果を用いて FRB が説

レーションするのに有望であることを示唆している。

明できないか議論している論文はいくつもある. しかし, 中性
子星の極付近のような磁場のとても強い状況 (B = 1012 G) で本発表では上記の論文のレビュー及び、ガンマ線バーストについての研究への応用を議論する。

は, その磁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ランダウ順位がとても小さくなり量子論が効いてく

1. Roth, Nathaniel, and Daniel Kasen. The Astrophysical

るだろうと考えられている. よって, 古典論での議論は正確でJournal Supplement Series 217.1 (2015): 9.

ないかもしれない. 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 maser が生じるかどうかまで議論しているもコン c7 すざく衛星のデータを用いた高エネルギー
突発天体の探査齋藤 祥太 (青山学院大学大学院 M1)のはない. よって, 本研究では量子論での Synchro Curvatureradiation で メーザーの可能性と、磁気圏からのメーザー放射によって FRB を説明できないかを議論した.

日本で 5 番目の X 線天文衛星「すざく」は 2005 年 7 月 10

1. G.Voison,S.Bonazzola,and F.Mottez, Dirac states of an

日に打ち上げられ 2015 年 6 月 1 日に機能が停止した。「すelectron in a circular intense magnetic field ,2017

ざく」に搭載された X 線 CCD カメラ XIS(X-ray Imaging

2. G.Voison,S.Bonazzola,and F.Mottez, Quantum theory

Spectrometer) では 0.2-12keV のエネルギー帯域を 17.8 x17.8

of curvature and synchro-curvature radiation in a strongの視野で観測を行う。これらの観測データにおいては、観測目的の天体に加えてその周囲の領域が同時に記録されており、周囲の領域に未知の突発天体が埋もれている可能性がある。特にガンマ線バースト残光や Soft Gamma Repeater などの突発

and curved magnetic field,and applications to neutronstar magnetospheres ,2017

コン c9 Kerr BH からの電磁場を介したエネルギー抽
出メカニズム山口 純矢 (首都大学東京 宇宙理論研究室 M1)

天体は瞬間的な増光のため、発生していても定常天体を目的とした過去の解析で見逃されている可能性が高い。私は、アーカ
イブ化され公開されている「すざく」の観測データ約 10 年分を用いて、観測対象の天体からの X 線を取り除いた背景領域の質量降着率の低い活動銀河核のジェットの中心エンジンを説

データから短時間変動の SN 比を計算し、未知の突発天体の探明すると期待される機構として、Blandford-Znajek 機構があ査を行った。本発表ではアーカイブデータからの解析方法と探る。1977 年に R.D.Blandford と R.L.Znajek は、軸対称で定査の結果を報告する。

常的な時空を作る Kerr ブラックホールの回転エネルギーを、電磁場を用いて引き抜く機構を考案した (Blandford-Znajek 機

コン c8 量子論的 Synchro-Curvature radiation によるメーザーと FRB
直江 知哉 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室

構)。

[2] の論文では、降着円盤由来の磁力線は、エルゴ領域

を貫き、開いた構造になっていて、ブラックホール磁気圏を満たすプラズマは磁場 B に沿って電場 D を遮蔽し、 D ・B = 0(縮M2)

退条件) を満たすと仮定している。一方で、Blandford-Znajek

FRB(Fast Radio Burst) は 1ms の間に 1GHz 程度の電波は、ブラックホール磁気圏を満たすプラズマは force free 条件を放出する天体現象である. この天体現象は 2007 年に初めてを満たすと仮定している。force free 条件とは、縮退条件にさLorimer によって発見されて以降, 現在までに数十の FRB がらなる制約が加わったものである。この違いから、[1] と [2] で見つかっている.FRB の Dispersion Measure は 1000 程度でエネルギー保存の式に違いが生じる。

とても大きく, 我々の銀河系の外で起きているという説が有力件を満たす電磁場が event horizon 上で発散しないという条件

35[1] では force free 条である. また FRB の輝度温度 は 10 K と大きいことから, 熱(znajek 条件) を課すことで、トロイダル磁場を決定し、これに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よって外向き poynting flux が生成される。[2] では、縮退条件

り, コヒーレント光の発生メカニズムはparticle bunchingを仮定しているが、force free 条件を課している訳ではないの

maser などがある. 磁場中における荷電粒子の運動は大で、エネルギー保存則は、ある条件下で joule loss の項の寄与と16があり、これによって、poynting flux の湧き出しが得られる。

発生する仕組みや駆動の解明に繋がるかもしれない。さらに、

このある条件は、エルゴ領域内の一部で実現され、ポロイダル

さらに高エネルギーな TeV ガンマ線をとらえることができれ電流がポロイダル磁場を横切って流れる領域が存在するというば、多くの似た天体を見ることができると考える。そこから期条件である。これによって、外向きの poynting flux が生じる。

待されることやその可能性についても議論していきたい。(The本公演では、上記のように、ブラックホール磁気圏に課す仮Cherenkov Telescope Array Consortium 2018)

定の違いによるエネルギー引き抜きに関する立場の違いについて議論する。[1] の機構では、znajek 条件によって、BH の回転

1. Hada et al. 2018, ApJ, 860, 12

エネルギーが poynting flux に変換されている。しかし [2] の

2. Science with the Cherenkov Telescope Array, 2018, v2機構では、poynting flux の式の中に、BH の回転パラメータは含まれておらず、BH の回転エネルギーを引き抜いているわけ

コン c11 AGN フィードバックにおける分子形成とモレキュラーアウトフロー
山本 剛大 (筑波大学 宇宙物理理論研究室 M1)

ではないと考える。さらに、上記で述べた仮定である znajek
条件や、エルゴ領域内で縮退条件が成り立っているかも定かではない。これらを踏まえて、BH からの電磁場を介したエネル
ギー抽出に関する、現段階での理解を報告する。

クエーサーや電波銀河、セイファート銀河の中心には活動銀河核（AGN）が存在し、一部の銀河の中心からは光速に近い

1. R.D.Blandford,R.L.Znajek,1977,MNRAS,179,433-456

ジェットを放出することが観測的に確かめられている。相対論

2. Kenji Toma,Fumio Takahara,2014,MNRAS,442,2855-

的ジェットと星間物質の相互作用について計算を行った先行2866

研究の結果、ジェットが星間物質に強く作用し分子のアウトフ
ローを作り出すこともある。

コン c10 Narrow-line Seyfert 1 型銀河
1H0323+342 の論文の紹介と今後の課題と展望
高村 美恵子 (国立天文台 M1)

このような AGN のアウトフローは母銀河の進化に強く影響するしているメカニズムの一つであるため、現在も研究が進められている。例えば、Richings & Faucher-Giguere の 2017

近年、大質量ブラックホールから噴出している相対論的年の研究では、AGN での分子形成のメカニズムを確かめるためジェットは、様々な波長帯で研究対象天体として注目されてに流体力学と分子科学を組み合わせた計算を行った。しかし、いる。その中でも、ブレーザー、電波銀河に次ぐ第三の活動銀

ここではスムーズで球対称なガス分布を仮定しており、AGN

河核として注目されているのが、Narrow-line Seyfert1(NLS1)

主導のアウトフローによる高密度ガスのシェルが形成され、半という天体である。以下、論文 (Hada et al. 2018) を中心に

径数 kpc、タイムスケール数 Myr 以内で分子ガスを加速させた

NLS1 に関しての議論を展開していく。

とされる。

NLS1 は、比較的低質量で高い降着率、さらに広輝線を持つ

一方、本研究では先行研究では考慮されなかった AGN のブラックホールを宿す天体であり、渦巻銀河に主に存在しておジェットが主導するアウトフローの様子を計算する。そして星り、その銀河の性質より通常強いパワーをもったジェットが生間物質がクランピーで、すでに分子ガスが存在するガスリッチ

成される可能性は低いと考えられていた。だが最近は NLS1 で銀河について考える。

ガンマ線の放射をし、さらに超光速運動をするブレーザーに似

1. D. Mukherjee et al. (2018)

た放射が確認された。ブレーザーに似た性質として、ジェット

2. A. J. Richings and C.-A. Faucher-Giguere. (2017)のコアがとても明るく輝き、観測において一方向のジェットしか見えないジェットであり、さらには幅広い波長域のスペクト

コン c12 フェルミガンマ線宇宙望遠鏡による
CygnusX-1, X-3 の観測
宇都宮 拓哉 (立教大学 M2)

ルエネルギー密度を持っていることが挙げられる。

2016 年 1 月に VLBA(Very Long Baseline Array) の９周波数で NLS1 の天体の 1 つである 1H0323+342 の観測を行われ、コア成分とは違うとても明るく輝く成分をコアの位置から中性子星やブラックホールのような高密度天体の中に、宇宙

約 7mas 付近で発見した。また、このジェットの幅を測ること

ジェットという細く絞られたプラズマを放射する天体が存在すでその付近で放射の形態が放物線状であったものが、双曲線状る。ジェットは、活動銀河核の中心にある大質量ブラックホーに変移した。この付近で一体何が起こったのかの物理について

ルや連星系の恒星質量ブラックホールなど、幅広い質量の高密探っていく。

度天体から観測されている。これらの天体は質量が異なるもの

また、この天体はガンマ線で観測された NLS1 の中でも、最の、共通して質量降着が存在している。そのため、ジェットとも活動的なガンマ線フレアの 1 つを示しているが、ガンマ線

質量降着は深く関係していると考えられているが、ジェット生

フレアが発生する場所に関してはまだ議論の余地があるとされ

成メカニズムなどは明らかになっていない。宇宙ジェットは、ている。このようにフレア発生の起源を探ることはジェットが宇宙線の加速や銀河形成に関わっていると考えられているた

17

め、ジェットの生成メカニズムや性質を解明することは非常にログ (The Fermi-LAT collabo, 2019) が作成された。このカ重要である。本研究では、Fermi ガンマ線宇宙望遠鏡に搭載さタログに登録された銀河系外ガンマ線源の多くは活動銀河核れている Large Area Telescope(LAT) 検出器によるマイクロ(AGN: Active Galaxy Nuclei) であるが、これに加えて、７クエーサー Cygnus X-1 の観測データ解析を行い、ジェットかつのスターバースト銀河も登録されている。AGN からのガンらのガンマ線放射や性質を探ることを目的としている。

マ線はシンクロトロン放射や逆コンプトン効果による電子由来が主な放射機構であるのに対し、スターバースト銀河のガン

1. R,Zainn, A,Fernandez-Barral, E,de Ona Wilhelmi,

マ線は活発な星生成活動によって生じた大量の超新星残骸かF,Aharonian, and O,Blanch September,16,2016, A& A

らの宇宙線陽子が起源とされている。先行研究では遠赤外線、

596, A55 (2016)

電波から推定された星生成率とガンマ線光度に相関が見られており（Ackermann. et al, 2012）、スターバースト銀河のガ

コン c13 SS 433 の放射スペクトルについて
平松 卓也 (青山学院大学大学院 M1)ンマ線は宇宙線陽子由来であるという説を支持している。さらに M82 や NGC253 では、銀河中心から吹き出しているア

ブラックホールを代表とする高密度天体は, 物質を吸い込み,

ウトフローも確認されており、これによって、宇宙線が超高輝くだけではなくアウトフローが噴き出している. このアウトエネルギーまで加速されている可能性も議論されている。実

フローは, 電波から γ 線までの帯域で観測できる. この天体現際に M82 と NGC253 からは TeV ガンマ線の検出がされてお象を宇宙ジェットと呼ぶ. 宇宙ジェットの特徴として, アウト

り、宇宙線加速の環境を調べるために高エネルギー領域のスペフローは相対論的な速度をもっていて, 極めて細く絞られていクトルが非常に重要になっている。また、宇宙からは等方的拡る点が挙げられる. 宇宙ジェットに関してはエネルギー源や発散放射ガンマ線がやってきているが、このガンマ線の起源と生機構などの問題が未だ解決していない. 宇宙ジェットを放出

して、スターバースト銀河が寄与している可能性もある。前述

する天体の 1 つとして, マイクロクエーサーがある. マイクロの星生成率とガンマ線光度の関係も合わせ、今後の観測で更クエーサーとは, 太陽質量の数倍程度のブラックホールあるいなるスターバースト銀河からのガンマ線検出を期待されていは中性子星からなるコンパクトな中心天体と, 縮退していないる。本公演では Fermi-LAT による約 11 年分の観測データを

恒星の伴星との連星系からなる天体である. この連星系は, 伴用いた 7 つのスターバースト銀河 (M82, NGC253, NGC1068,星から中心星に向かって質量降着することによって, そのエネ

NGC2146,NGC3424, NGC4945, Arp220) の観測結果と今後ルギーを宇宙ジェットとして解放して輝いていると考えられての展望について報告する。

いる.

本研究では 2018 年にマイクロクエーサーとしては

1. The初めて High Altitude Water Cherenkov Observatory の観測

Fermi-LAT

collaboration.

arXiv.e-prints,

p.arXiv:1902.10045

によって TeV γ 線放射が検出された SS 433 という天体に注

2. Ackermann, M. et al. ApJ. 755, 164. (2012)

目する.SS 433 は, 超巨星とコンパクト星の連星系である. 天体までの距離は 5.5 kpc であり, 双方向に出る宇宙ジェットが観

コン c15 中性子星内部のニュートリノ放射が及ぼす
Ｘ線バーストの影響
土肥 明 (九州大学 宇宙物理理論研究室 M2)測されている. 本研究の目的としては SS 433 から観測された

TeV γ 線をダイナミクスと放射から無矛盾に説明することである. そのために観測と一致する放射スペクトルを計算した. また独立にダイナミクスから見積もられる SS 433 のジェットのパ

超新星爆発によってできる中性子星は，典型的には質量がワーとマイクロクエーサーの年齢を放射スペクトルを計算する

1.4 M⊙ ，半径が 10 km 程度のコンパクト天体である。そのよために用いたパラメータと比較して一致するか, 加速に使われうな比較的重力が強い天体の表面で起こる現象の 1 つとして、る energy の割合に対する制限を議論する.

I 型Ｘ線バーストと呼ばれる急激な X 線の増光現象がある。I型Ｘ線バーストは、中性子星と連星系を成す 1 M⊙ 程度の伴星

1. Bordas, P., Bosch-Ramon, V., Paredes, J. M., & Peru-

から中性子星へガスが降着することによる不安定燃焼だと考え

cho, M. 2008, arXiv e-prints, arXiv:0812.3235

られている。

2. Kino, M., & Kawakatu, N. 2005, MNRAS, 364, 659

この現象の特性（e.g. バーストの強さ α、バー

ストの再帰時間 ∆t）は、中性子星クラストの表面温度に大き3. Abeysekara, A. U., Albert, A., Alfaro, R., et al. 2018,

く依存するが、その表面温度に関わる物理としては、中性子星

Nature, 562, 82

表面での元素合成（e.g. αp, rp 過程）の他に、中性子星内部のニュートリノ放射プロセスも関わると思われている。Ｘ線バーコン c14 GeV ガンマ線で観るスターバースト銀河
古田 智也 (東海大学 西嶋研究室 M2)

ストのシミュレーションに関する先行研究では中性子星の降着層のみに計算領域を限定していたためニュートリノ放射をはじFermi 宇宙ガンマ線望遠鏡に搭載されている大広域望遠鏡めとした中性子星の内部物理を考慮することが出来ていなかっ(LAT: Large Aria Telescope) の観測データから４ FGL カタ

た。

18

本研究では、先行研究と比べ、計算領域を中性子星の内部にまで拡張させたコードを用いて、中性子星内部でのニューコン c17 MAXI のデータを用いた X 線新星 MAXI
J1727-203 の解析
青木 真凜 (日本大学 理工学研究科 物理学専攻
宇宙・数理解析研究室 M1)トリノ放射が及ぼすＸ線バースト現象の影響の違いについて調べる。

1. M. Y. Fujimoto, T. Hanawa, I. Jr,. Iben, and M. B.
Richardson, Astrophys. J. 278. 813 (1984)

最初に発見されたブラックホール X 線新星である A 0620-

2. A. Heger, A. Cumming, D. K. Galloway, and S. E.

003 にみられるように，ブラックホール X 線新星のライトカー

Woosley, Astrophys. J. 671. 141 (2007)

ブは数日間でピーク強度まで増加し，その後数十日から数百日に渡って減少が続く [1]．また，一般的に，ブラックホール (候コン c16 MAXI/GSC のデータを用いた新天体 MAXI
J1631-479 のエネルギースペクトル解析
小林 浩平 (日本大学大学院理工学研究科物理学専攻
宇宙・数理解析研究室 M1)補) 天体のスペクトルには，多温度黒体放射モデル (diskbb) [2]で表される軟 X 線が支配的なソフト状態と，power-law が主成分で硬 X 線が支配的なハード状態が存在する．本研究では，

2018 年 6 月 5 日に全天の X 線を観測する全天 X 線監視装置

ブラックホール候補天体 (Black Hole Candidate) のスペク

MAXI により発見された，X 線新星 MAXI J1727-203 [3] のトルには, ソフト状態とハード状態がある. ソフト状態のスペ

特徴を MAXI のデータを用いて調べ，これまでに発見された

クトル は, 質量降着率が比較的高いときに現れる. 多温度黒体

X 線新星のものと比べた． 2–20 keV の X 線強度は発見後 4放射モデル [1] は, 幾何学的に薄いが光学的に厚い降着円盤か日間でピークに達し，その後数十日間で検出限界以下まで減少

らの放射を表したモデルで, 温度は動径方向の距離に依存する.

した．また，増光途中である 2018 年 6 月 6 日のデータを解析

ソフト状態の低エネルギー領域のスペクトルは, このモデルでした結果，スペクトルは，power-law と diskbb の和で表され表される. 観測される降着円盤の最内縁の温度は, 0.5-1.2 keV

ることがわかった．発表では，ライトカーブで確認される各状である. ソフト状態の高エネルギー領域のスペクトルは, ベキ

態遷移過程のスペクトル解析の結果を示し，J1727-203 が典型型の成分で表されるが, 明確な起源はいまだに分かっていない.

的なブラックホール X 線新星であることを示す．

典型的なベキの値は 2.0-2.4 である. 一方, ハード状態のスペ

1. Y. Tanaka, N. Shibazaki, et al. ARA&A, 34, 607 (1996)

クトルは, 質量降着率が比較的低いときに現れ, 主にベキ型の成分で表され, 典型的なベキの値は 1.4-1.7 である.

2. K. Mitsuda, et al. PASJ, 36, 741 (1984)

本研究の3. T. Yoneyama, et al. ATel, 11683 (2018)

目的は, 全天 X 線監視装置 MAXI (Monitor of All-sky X-ray

Image) のデータを用いて, 新天体 MAXI J1631-479 のエネル

コン c18 NICER のデータを用いた MAXI J1810-222の解析
高城 龍平 (日本大学大学院理工学研究科物理学専攻
宇宙・数理解析研究室 M1)

ギースペクトル解析を行い, その特徴を調べることである. この天体は、2018 年 12 月 21 日に MAXI によって発見され [2],28 日にアメリカの人工衛星 NuSTAR の追観測から, 典型的なソフト状態のブラックホール候補天体であることが分かった[3]. MAXI は 1 周, 約 92 分毎に全天をスキャン観測している

MAXI J1810 - 222 は、全天 X 線監視装置 MAXI によってが, データの取得が不連続なため, スキャンによってはソース

2018 年 12 月 1 日に軟 X 線突発天体として発見され、ATel に領域とバックグラウンド領域のイメージが欠けている. また,報告された [1]。 MAXI J1810 - 222 は、11 月の初めから非常MAXI J1631-479 のすぐ周りには他の天体がいくつかあるたに緩やかに増光していた可能性が高く、11 月末頃には 2-4 keVめ, それらの天体からの寄与を除いて解析しなければならない.

での X 線強度が 20-40 mCrab に達し、1 日の X 線イメージで現在, これらの問題に対応した, MAXI のデータを自動的に処も確認できるようになった。同天体がソフト状態にある中性子

理するプログラムを作成している. 本講演では, そのプログラ星もしくはブラックホールを有する低質量 X 線連星の可能性もムを用いたアウトバースト中の様々な時期におけるエネルギー

あったが、新種の天体の可能性もあったため、NuSTAR に ToO

スペクトル解析の結果を報告する.

観測を要請した。12 月 9 日に NuSTAR の ToO 観測が行われ、power-law (photon index 5.5 +/- 0.3) と blackbody また

1. Mitsuda, K. et al (1984), Publ. Astron. Soc. Japan 36,

は disk blackbody の和によって表される、特異なスペクトル741-759が得られた [2]。NICER (Neutron star Interior Composition

2. Kobayashi, K. et al, ATel #12320

ExploER) は、J1810 の発見時は太陽角が 30 度以下のため追3. Miyasaka, H. et al, ATel #12340

観測できなかったが、2019 年 2 月 11 日から 4 月 29 日まで同
天体をモニタリング観測した。NICER は、2017 年 6 月に ISSに設置された、56 台の X 線集光鏡と高カウントレートの処理に強いシリコンドリフト検出器から成る X 線観測装置である。

19

ポスターでは、その NICER によるデータを用いて、MAXI

J1810 - 222 が、2 月から徐々に減光し、4 月末に再び増光したことを示し、その間のスペクトル変化なども報告する。

1. Negoro, H et al, ATel #12254
2. Negoro, H et al, ATel #12283

20