GRAPE-6を用いた三次元プラズマシミュレーションによるパルサー磁気圈の大局的構造の解明
和田 智秀 1 柴田 晋平2
1:山形大学理工学研究科 2:山形大学理学部
wada@ksirius.kj.yamagata-u.ac.jp
概要: 質量の大きな恒星の最晩年の姿として、質量が太陽程度、半径10km程度の超高密度である中性子星ができる。パルサーは強磁場（1012ガウス）を持ち、周期(〜0.1秒)で高速回転する中性子星である。その膨大な回転エネルギー(〜1042ジュール)は電磁気的な現象によって解放(〜1032ワット)される。しかし1968年のパルサー発見以来、その磁気圈構造は未だ理解されていない。我々は重力多体系計算機GRAPE-6を用いてプラズマ間相互作用を再現し、軸対称なパルサーにおける大局的な磁気圈構造を粒子シミュレーションによって調査した。結果として活動的な磁気圈構造の存在を初めて示した。

はじめにロトロン放射によって星雲を光らせていることを示す。
このために磁気圈内には局所的にプラズマ密度の薄ビーム放射い領域(ギャップ)があると考えられている(Holloway1973)。ギャップ内では電場が維持され、プラズマを加速する。加速されたプラズマからは高エネルギーの光子が放射され、その光子は電子陽電子対生成によって電子と陽電子に変換する。しかしそれらの現象

局所放射領域(ギャップ)
磁化軸

磁力線はお互いに関係しあっているため複雑である。現在に至っても磁気圈内のどこに、またなぜギャップがあ

回転軸

図1：パルサー磁気圈の子午面上の模式図(左)、EGRETによって検出された”かにパルサー”からの電波・可視光・X線・ガンマ線での各領域における電磁波のパルス波形(右)。横軸は周期である。

り、ギャップからどのように電磁波のビームとプラズマが放出されるのかという問題に対する統一的なモデルは存在しない。この問題の解決には第一原

パルサーは高速回転する中性子星である。パルサー

理に基づいた大規模プラズマシミュレーションによるは灯台のように電磁波をビーム放射する1ため、その磁気圈構造の調査が必要である。

自転周期に等しい電磁波のパルスが観測される(図1)。また、そのまわりにはシンクロトロン放射によって輝く星雲を持つ(図２)。パルサーの発見(Hewish

粒子間の相互作用は粒子数の二乗に比例した計算

1968)は当時謎の天体とされてステップを必要とする。GRAPE-6は多粒子間の重いた中性子星の存在を確証づけ力相互作用を高速(ピーク性能32T flops)かつ高精た。パルサーは現在でも強い電磁度に計算する専用計算機である。我々は粒子の質波を放射する興味深い天体として着目されている。

GRAPE-6のプラズマ間相互作用の計算への応用

量に正負の符号を与えることにより、GRAPE-6
図2：X線でみたかに星雲(参考:NASA)でプラズマ間の相互作用を再現した。

研究背景
観測事実は、パルサーのまわりの磁気圈ではパルサーの強い磁場のもとで相対論的なエネルギーまで加速されたプラズマが制動放射によってビームを出し(粒子加速)、さらに磁気圈から吹き出した豊富なプ斥力

+
引力-ラズマ(粒子増幅)が星間物質と相互作用してシンク*1パルサーの名前の由来はPulse+StarからPulsar(パルサー)である。

+

図3

クーロン力で同符号の電荷は引き合い、異符号は反発しあう。また、電荷が動くと磁場(マゼンタの矢印)が発生する磁気圈モデルまとめ

我々は磁気圈の空間電荷分布を点電荷によって代

我々はパルサー磁気圈の構造を大規模三次元粒子表し、軸対称性を持った外場(星の持つ磁場、電場)シミュレーションによってself-consistentに解いた。のもとでこれら超粒子の三次元的な運動(ジャイロ運粒子に働く放射の反作用と慣性、磁気圈内での電子動、プラズマ振動、磁気ドリフト運動)を特殊相対論的陽電子対生成の効果を考慮した結果、活動的な性な運動方程式と電磁場に関するポワソン方程式を解質を示す定常磁気圈構造の存在を初めて示した。今くことで詳細に追う。システムが定常になったら計算後もこのシミュレーションを推し進め、さらに詳細な構を終了する。

造の調査を行う予定である。

我々のシミュレーションでは典型的には計算領域の今後の課題

10-6の運動スケールを持つ数十万体の粒子の運動●を計算領域の力学的時間スケールで追わなくてはな

我々のシミュレーションは計算時間による粒子数の制限(50万体以内に設定した)から電子陽電子対らない。計算コストのもっとも高い粒子間相互作用の生成が抑制されている。今後はさらに多くの電子陽計算をGRAPE-6で行うことで計算を加速している。

電子対生成が起こる磁気圈の調査が必要である。
このような磁気圈においては磁気圈電流によって発生した磁場がの効果も重要となる。
●

粒子による電場の揺らぎの誤差を現在の1/10に抑えるために最終的には粒子数1千万体程度の計算を行いたい。そのためにはP flopsクラスの計算

図4：粒子シミュレーションが進んでいく様子速度が必要となるだろう。
●

結果

GRAPE-6によって相互作用の計算時間は劇的に加速したものの、それ以外の計算にかかる時間

初期にパルサーのまわりにあるパルサーと共に剛体が大きく、計算時間の大部分を占めてしまってい回転する電荷雲は磁気圈内で起こる電子陽電子対る。Programmable SIMD2を持つGRAPE-DR生成によって成長し、光円柱(パルサーと剛体回転す(Makino 2006)は相互作用以外の計算をさらにる粒子の速さが光速に達する距離)へ到達する。この加速することが可能であり、GRAPE-DRの使用にとき粒子の運動エネルギーは増大し(ローレンツ因子

よってさらなるブレークスルーを目指したい

で〜106)、粒子は放射の反作用によってアウトフロー*2 Single Instruction Multiple Data: 一つの複数のデータを扱う処理形式を形成する。

参考文献

最終的に粒子の定常なアウトフローと電子陽電

1.Hewish, A., et al., 「Observation of Rapidly

子対生成を行うギャップを維持する磁気圈構造を得た(図5)。

Pulsating Radio Source」, 1968, Nature, 217,
709H
2.Holloway, N. J., 「Pulsars-p-n-junctions in pulsar
magnetosphere」, 1973, Nature, 246, 6
3.Makino, J., 「Special-Purpose Computing for
Dense Stellar Systems」, 2006, Modelling Dense
Stellar Systems, 26th meeting of the IAU
4.Sugimoto, D., et al.,「A Special-Purpose Computerfor Gravitational Many-Body Problems」, 1990,

図5
シミュレーションの結果(Wada 2007)得られた定常磁気圈の子午面上の電荷分布（左パネル）と沿磁電場強度マップ(右パネル)。中緯度にギャップがある。どちらも距離の単位は星の半径で規格化してある。

Nature, 345, 33
5.Wada, T., Shibata, S.., 「A particle simulation for
the global pulsar magnetosphere: the pulsar windlinked to the outer gaps」, 2007, Mon. Not. R.
Astron. Soc, 376, 1460