超強磁場中性子星マグネターに関する研究~ 観測上の多様な振る舞いの統一理解と将来観測実験の推進 ~Enoto Teruaki

榎戸 輝揚 (Ｘ線天文学者)
京都大学
白眉センター / 宇宙物理学教室
2017年度 第10回宇宙科学奨励賞 (宇宙理学分野)

Image Credit: Yoshida w/ permission

はじめに: お世話になった皆様へ• 本奨励賞にご推薦いただいた堂谷忠靖先生• 大学院からご指導いただいている牧島一夫先生• K. Gendreau 博士, Z. Arzoumanian 博士, 岡島崇 博士をはじめとした NICER 検出器・サイエンスチーム• 研究員時代を支えてくださった、玉川徹先生, 柴田晋平先生,

上田佳宏先生, 田島宏康先生, R. Blandford 先生, K. Jahoda 先生• すざく衛星をはじめとする、Ｘ線天文学のみなさま• 田中孝行さん、山口弘悦さん、北口貴男さん、岩切渉さん、 木坂将大さん、中野俊男さん他、先輩・同僚・後輩のみなさま• 京都大学白眉プロジェクトと日本学術振興会のみなさま
2017年度 第10回宇宙科学奨励賞 (宇宙理学分野)

Image Credit: Yoshida w/ permission

田中靖郎先生へのご報告
ひのとり (1981), てんま (1983), あすか (1994) から日本のＸ線天文学を開拓。海外でのポスドク時代の交流で感銘。
中野俊男君

榎戸

田中靖郎先生 嘉子さん 笹野理君

3

中性子星: 極限的な宇宙の実験室
半径10 km, 太陽質量程度

かに星雲
地上で実現できない高密度、強重力、強磁場高速回転、強輻射場など
Chandra, Hubble, and Spitzer image (NGC 1952)

チャンドラＸ線望遠鏡

主系列星

白色矮星

重力

重力

中性子星

p + e− → n + ν
陽子

中性子

電子

ニュートリノ

重力

ガス圧+放射圧

電子の縮退圧(ref) http://www.maa.mhn.de/Scholar/Starlife/evolutnc.html

中性子の縮退圧
より正確には「核力」が効いて支えられる

ブラックホール

中性子星: 超新星爆発が残すコンパクト天体

パルサー発見から50周年
PERSPECTIVE

Taylor and Russell Hulse in 1975 of a pulsar
ears ago this month, Jocelyn Bellin a binary system with another neutronell (pictured) had already seenstar. The orbit of the pulsar was observed
ecurring blips on her hundreds1967
to shrink in the exact way that Einstein’ss-long chart paper that was being
J.little
B. Burnell
さん
informationon th
general theory of relativity predicted if the 榎戸have veryout by the newly minted 4-acresystem was emitting gravitational waves
io telescope at Cambridge, UK.
sities and consequently there is(and brought in another Nobel Prize
with her PhD advisor, Antony
the interior with relatively few ofor the pulsar field). Today, we are notthey were hard at work trying toknow of one or two heavy puls
only detecting pulsars and neutron stars
nd their nature and the source that
solar masses, which implies somve generated them. The study of what from space (see the Mission Control by
Keith Gendreau and Zaven Arzoumanian),know as pulsars has developed intoknow that there must be superflu
but a network of pulsars is poised tofield of research that touches uponrotation is likely to be quantized
become the largest gravitational-wave
l areas of astrophysics and beyond:Sudden unpinning of these vort
detector at our disposal (see the Article
lar astronomy, to the physics ofby Chiara Mingarelli and collaborators
d matter, to gravitational waves andword that has now entered command the Comment by Andrea Lommen).
abric of our Universe. In thisis a sudden increase in rotation s
Gravitational-wave detection aside, pulsars
ue we bring together some of thenential or several-exponential) r
are now being used to probe the mostiting pulsar science and reflect on
Pulsars can be used as tools fo
fundamental properties of spacetime
e directions of the field.
(see the Comment by Kuo Liu and Ralph
iscovery of pulsars required thealong their lines of sight. Our kn
パルサー発見の電波望遠鏡
Jocelyn Bell Burnell
Eatough) and of condensed matter. Someness of a self-professed imposterelectrons in the galaxy is now muofthesetopics
werediscussed
recentlyate-suffering
PhDstudent(whoseCredit: Daily Herald ArchiveFour-acre array at the Mullard Radio Astronomy Observatory, Cambridge, UK,thismedium
is still being reveale
theIAU
Symposium
337
ontheoccasion
tion wasdisappointingly
snubbedSSPL / Getty Images
Credit: Graham Woan (J. B. Burnell, 2017, Nature astronomy)of the pulsar discovery (summarized in thee Nobel Prize committee camePulsars make remarkably stab
Meeting Report by Nanda Rea) that tookg), the prowess of a novel telescope
Credit:Daily HeralditArchive
GettyImages
spinning,takes/ aSSPL
lot/tochangeon thegroundsof the JodrellBank
newof parameterandFig.parts
1 | Thefour-acrespacearrayat the place
MullardRadio
Astronomy
Observatory,–12–21byjust10–10
s per second. P
Observatory—
itselfcelebrating
60
years
of
the
collective
thinkingof
ourCambridge, UK. Credit: Graham Woan.
using
these
havespace,been thdiscoveries in pulsar research and beyond
probinga newnicheclocksof the phase
ity to figure out what these blips
serendipitous
discoveries
bound to (GRe the Perspective by Jocelyn Bell(see the Perspective by Andrew Lyne
theory ofgeneralarerelativityhappen, as long as we have vigilance andPulsars are the end products ofand Ian Morison).
using
theto Arecibo
radiotelescoan openmind
identify themas suchstellar evolution, compact stars
The discovery of pulsars was not only
in a binary
star system
in 1974.
— attributes
Bell Burnelland Hewish
marily out of neutrons, often
fortuitous but more importantly it wasdid cialhave. one:
Nowadays,
however,
not with
many6anat dizzying(upal.,1968,
to ~0.24Nature serendipitous. When the Cambridge
Hewish speeds& Bell eta tightbinary中性子星の多様性: 進化の統一的理解へ
10-10

1967年11月28日

10-12
10-14

周期変化率 (s/s)

CP1919

10-21(PSR J1921+2153)

P=1.33 s
Credit: Daily Herald Archive
SSPL / Getty Images

10-20.11
自転周期 (s)107中性子星の多様性: 進化の統一的理解へ
P = 33 ms

10-12

1996ApJ...468..779M

10-10

Pdot = 4.2x10-13 s/s

1968年
(+1年)

低周波電波

Crab Pulsar
P=0.033 s
CP1919周期変化率 (s/s)

10-14(PSR B0531+21)

10-21

Credit: Daily HeraldArchive
赤外線
SSPL / Getty Images

可視光
X線

軟ガンマ線

10-20.11
自転周期 (s)108David A. Moffett et al., ApJ 468, 779-783 (1996)

中性子星の多様性: 進化の統一的理解へ
10-102500(• 可視光• X• ガンマ線

2017年
ATNF v1.57

10-12

周期変化率 (s/s)

10-14

10-21

TE, Kisaka, Shibata, 201810-20.11
自転周期 (s)109中性子星の多様性: 進化の統一的理解へ
10-10

臨界
磁場
若い
4x
1 0 13
マグネター
G
10 1

410-12強磁場パルサー 10 1

G

10 11

G

連星中の電波パルサー
ミリ秒パルサー

10-2

老齢0.1
1
自転周期 (s)2500(• 可視光• X• ガンマ線「中性子星」研究の醍醐味は基礎物理と多様性が両立！

CCO

弱磁場
10-21

GXDINS1 0 12
電波パルサーG

10-14

周期変化率 (s/s)

3

強磁場

統一的理解への挑戦（どう進化するか？）

1010

Count (0SGR 1900+1427 Aug. 1998

宇宙最強の磁石星 マグネター
4

軟ガンマ線リピーター

特異Ｘ線パルサー

Soft Gamma Repeater (SGR)

Anomalous X-ray Pulsar (AXP)

巨大ガンマ線フレアなどの爆発現象

Ｘ線光度 >> スピンダウン光度

3Count (0.25 s)
カウント/0.25秒-1

10

SGR1806-20
1806-20
SGR
2004年12月27日

1044-46 erg/s

27 Dec. 2004

104

10310

超新星残骸
CTB109AXP
1E 2259+586

352光年

10210

1044 erg

200

50
50

100
100

150
150

200
200

250
250300(秒)Sasaki et al., 2004

Time (s)SGR と AXP は中性子星より2桁以上に磁場が強く、磁気エネルギーで輝く新種の天体か？(マグネター仮説)
11

Ｘ線天文衛星すざく: 硬Ｘ線での奮闘
Ｘ線CCD (XIS) と硬Ｘ線検出器 (HXD) を併用し0.2-600 keV での広帯域観測を実現！

(C) ISAS/JAXA

磁気活動で突発的に明るくなるマグネター• Swift 衛星の活躍で突発増光する新天体の発見が増加• すざくも新天体 SGR 0501+4516 を世界に先駆け報告(Enoto et al., ApJL 2009, ApJ 2010)

10-910-10(Enoto et al., PASJ 2010, MNRAS 2012)
(b)

(a)

3 時間

レート

Ｘ線 フラックス (erg s-1 cm-2)• AXP 1E 1547.0-5408 では、連射されるバースト放射を軌道上で検出し、増光中の天体に緊急観測を実施した
103
104
00:00

04:00

08:00

12:00

16:00

1 mCrab level

10-12

すざく衛星による観測
2008

200920102011

1E 1547.0-5408
20122013-1)【解説記事】榎戸「宇宙最強の磁石星: マグネター観測で垣間見る極限物理」パリティ2015年8月号
0)-1

20:00

10

2014
13

2010
2011
2012
2013
2014
マグネター活動期に硬Ｘ線放射を発見
νFν(keV2 s-1 cm-2 keV-1)

100

1E 1547.0-5408
(d)

10-2s

00.4

10-4
10-6

星表面からの熱放射

110

磁気圏からの非熱的放射？

100

X線エネルギー (keV)星表面からの熱放射のみと思われていたマグネターで硬Ｘ線で卓越する放射成分を見つけ観測の窓が広げた
Enoto et al., PASJ 2010, see also., Kuiper et al., ApJ 2006

14

マグネターからのＸ線放射の起源
自転軸

磁軸

ポロイダル磁場

表面の熱放射磁極
磁気圏

トロイダル磁場

高次の磁場成分?

磁気圏(?)の非熱的放射
バースト放射高温プラズマ(磁気リコネクション?)

内部に蓄えた磁気エネルギー解放が、表面からの熱放射
磁気圏からの非熱的放射、バースト放射になるEnoto et al., ApJL 2010, ApJS, 2017
Makishima, Enoto et al., PRL 2014, PASJ 2016 (トロイダル磁場の観測的兆候?)15磁場強度が決めるマグネターＸ線放射

放射の強さ
keV (ph cm-2 s-1 keV-1)
νFν (normalizedkeV)
normalized
atat22keV

強磁場

弱磁場

2

SGR 1806-20 磁気圏(?)の(0.22 kyr)
表面の熱放射1E 1547.0-5408非熱的放射(1.4 kyr)
SGR 1806-20(2.1x10T)
1RXS J170849.0-400910(9.0kyr)
1E 1547-54 (2.2x10 T)
4U 0142+611RXS(70J1708-40kyr) (4.7x10 T)
111010

4U 0142+61 (1.3x1010 T)

1

Enoto et al., ApJL 2010, ApJS, 201710Energy (keV)
エネルギー(keV)

10016

(磁気圏放射/表面放射)

Ｘ線光度の比磁場強度が決めるマグネターＸ線放射

Enoto et al., ApJL 2010, ApJS, 2017

表面磁場の強さ (G)強磁場ほど硬Ｘ線 (磁気圏) が卓越するスペクトル進化
17マグネターの進化と磁場減衰10-1010-12

若い
マグネター

• 磁気エネルギー解放しな
がら P-Pdot 図上を移動

強磁場パルサー
XDINS
電波パルサー

10-14

周期変化率 (s/s)

強磁場• まれに突発的なＸ線増光(アウトバースト)を出す

磁場が減衰する場合の中性子星の進化経路
CCO
dB= aB 1+dt 連星中の電波パルサー

10-21• マグネターの末裔と思われる種族の天体も示唆(Colpi+99, α = ミリ秒パルサー
0 is plotted)

老齢

弱磁場10-20.11
自転周期 (s)• Ｘ線スペクトルも磁場減衰に伴って系統的に変化• マグネターと電波パルサーの境界領域の開拓も進む

1018

Ｘ線偏光で探る超強磁場の世界
QED 臨界磁場
散乱断面積の抑制	

原子の変形

光子の自然分裂真空の複屈折• 理研 (玉川、北口ほか) を中心に国際連携で進むＸ線偏光の開拓• おもに偏光計の装置開発やキャリブーレションから貢献

dσ∝ cos 2φdΩ• NASA (GSFC, MSFC) との連携で進む国際プロジェクト
GEMS → PRAXyS → IXPE
IXPE = Imaging X-ray Polarimetry Explorer

19

国際宇宙ステーション搭載 NICER の登場• Neutron star Interior Composition ExploreR (NICER)• 高時間分解能・大統計の軟Ｘ線(0.2-12 keV)観測を実現• 中性子星を主要ターゲットに18ヶ月の科学プログラム

20(c) NICER Team (PI: K. Gendreau, NASA/GSFC)

中性子星の内部は巨大な原子核!?
半径 10-12 km

neutrino drip
4x1011 g/cm3
原子核密度
2x1014 g/cm3
原子核密度の2倍

中性子星の大気(とても薄い)水素, ヘリウム, 炭素 (H, He, C)

アウタークラスト
原子核(鉄ほか)＋電子

インナークラスト
中性子過剰核＋電子＋(超流動)中性子

1015 g/cm3

アウターコア(超流動)中性子＋電子＋(超伝導)陽子

インナーコア(C) Scientific American より改変

なんかやばい。ハイペロン？

内部の高密度状態方程式は、物理学の未解決問題
NICER の主目的は状態方程式の観測的解明

Ｘ線パルス波形から質量と半径を決める
状態方程式は質量・半径と一対一に対応することが知られている
Gravitational light-bending

Courtesy: Gendreau & Arzoumanian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 to135 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
23

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
24 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
25 Webcast” YouTube: https://www.youtube.com/watch?v=JuZBOUMsYws

マグネター初期観測 (NICER M&M リード)
Pulse profile of 4U 0142+61

1.1
10.9

Norm Intens Ser 1

Relative intensity

Folded period: 8.68936000000000 s

0.4-12 keVCounts sec−1

Counts / s

02120
190.5

NICER
in Outburst
1PhaseStart Time 17949 0:16:43:996

1.5

Stop Time 17949 22:31:05:632
30.8-4 keV
Suzakuin quiescentsec−1Counts sec−1(Note) Epoch is not the same

0.9 00.82(a)1.0Phase4U 0142+61 Swift monitoring(C) Robert Archibald / McGill U.

(b)
2017年7月13日のバースト放射の直後に緊急観測し0.62
パルス波形の変化を計測。グリッジ直後の貴重なデータ
0.7

NICER の打ち上げ日に体験した新しい潮流

2017年6月3日、スペースX社 ファルコン９ロケットの打ち上げ
27 Webcast” YouTube: https://www.youtube.com/watch?v=JuZBOUMsYws
SpaceX “CRS-11 Hosted宇宙科学においても新しい時代が来るさそり座 X-1 (中性子星)の 定常重力波を狙う

高速回転する中性子星(質量降着で回転が早くなる)

角運動量を抜くのは円盤？重力波？

パワースペクトル強度

BH−BH, NS-NS 連星合体の重力波の直接検出➡X線観測での貢献は？
L98
VAN DER

自転周期

PSD of
kHz twin QPO
10 ks RXTE/PCA(van der Klis et al., 1997)

200500

周波数 (Hz)

FIG. 1.—Power spectrum from 110 ks of data showing double kilohertz
QPO peaks, with best fit superimposed. Note the absence of additional peaks.
The sloping continuum above 1 kHz is instrumental (§ 2).

• X線の強度変動に QPO が知られ、その差分が自転周期?
and all five detectors were not always on. For these reasons,the expected Z-track in the X-ray color-color diagram cannot• 周期は質量降着に応じて時間変動。重力波の探査が難しい。
be recovered now; this awaits better understanding of thespectral calibration of the PCA at high count rates and off-axis
source positions. Raw count rates varied between 60 and• さそり座X-1は全天で最も明るく大型衛星で観測が困難。
1.3 3 10 counts s (2– 60 keV).
We calculated power spectra of all 0.125 ms data using 16 s
data segments, and we calculated one average spectrum for• 小型衛星で QPO モニタ観測し、重力波探査に貢献できるか？
each continuous data interval. For measuring the properties of521

the kilohertz QPO, we fitted the 256 – 4096 Hz power spectra

構想中

大規模実験の時代に少人数チームでサイエンスが出せるか？

雷雲と雷からの高エネルギーガンマ線放射
雷雲も、宇宙や深海と並ぶ人類未踏の研究対象
Ｘ線天文学の技術応用で、少人数チームで挑む

学術系クラウドファンディングで資金調達→多地点放射線計測

雷から光核反応を観測的に発見！
雷毎秒のカウント数300

放射線量の変動(0.35-0.60 MeV)

放射線量の増大!
200

1000050
100
時間 (秒)

150

ガンマ線スペクトル (103 Count MeV-1)

雷は核反応で窒素・炭素の同位体を生成する
161412

対消滅ガンマ線

10864200.40.5 0.60.812

エネルギー (メガ電子ボルト)

少人数でトップサイエンス (Enoto et al., Nature 2017)2017年度物理分野のトップ10に選出 (英国物理学会) 32

高エネルギー大気物理学への挑戦
では、系外惑星の大気での高エネルギー物理は？

(C) NASA

プロキシマ・ケンタウリにハビタブルな惑星!?
4.2 光年のお隣さんの星 (dM5.5e)8(Anglada-Escude et al., 2016, Nature)

Porb=11.2 日

6RV [m/s]⬅野心的スターショット計画

UVES
HARPS pre-2016
HARPS PRD

420-2-40246Phase [days]

810Figure 2: All datasets folded to the 11.2 days signal. Radial velocity measurements phaseat the 11.2 day period of the planet candidate for 16 years of observations. Although its na
unclear, a second signal at P∼ 200 days was fitted and subtracted from the data to produce thand improve visualization. Circles correspond to HARPS PRD, squares are HARPS pre-20
triangles are UVES observations. The black line represents the best Keplerian fit to this phaserepresentation of the data. Error bars correspond to formal 1-σ uncertainties.

• Ｘ線光度は太陽と同程度で、惑星への距離0.05AU。影響は？

• 中心星の可視光観測で周期性? 83 日(星の自転), 7年(太陽周期)alone did not prove consistency with the pre-2016 data. Final confirmation was achieved when

• 過去のＸ線観測は散発的: 可視光の変動と反相関との指摘?

sets were combined (Figure 1, panel c). In this case statistical significance of the signal at 11.
increases dramatically (false-alarm probability < 10−7 , Bayesian evidence ratio B1,0 > 106 )implies that not only the period, but also the amplitude and phase are consistent during the 16of accumulated observations (see Figure 2). All analyses performed with and without corr

• NICER で磁気活動の長期モニタリング観測を開始した！

noise models produced consistent results. A second signal in the range of 60 to 500 days wa
detected, but its nature is still unclear due to stellar activity and inadequate sampling.

Pale light from a red dwarf star
Proxima Centauri b : artist’s illustration
by ESO, M. Kornmesser

Stellar variability can cause spurious Doppler signals that mimic planetary candidates, esp
when combined with uneven sampling.9, 17 To address this, the time-series of the photomet

spectroscopic activity indices were also searched for signals. After removing occasional flar

MAXI-NICER 連携 OHMAN 計画
NICER

迅速に深く観測

突発天体
アラート

全天Ｘ線観測装置 MAXI

浅く広く新天体を監視

岩切、三原ら(理研)と協力し、MAXI-NICER 連携を推進！
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

まとめ• 中性子星の観測には、普遍的な物理の研究と多様性の両方の醍醐味がある。物理の基本的な未解決問題へ挑める。

• 日本のＸ線衛星も駆使して、マグネターの硬Ｘ線放射という新しい窓を開拓し、スペクトル進化を統一的に研究した。

• 中性子星の研究を通し、尊敬できる研究者に出会えたことを出会えたことを大変幸せに思います。

NASA/GSFC の同僚

中性子星ワークショップ

36