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マグネターの巨大フレアを観測

Nature ダイジェスト Vol. 18 No. 4 | doi : 10.1038/ndigest.2021.210438

原文:Nature (2021-01-14) | doi: 10.1038/d41586-020-03657-8 | Cosmic electromagnetic bomb sheds light on the origins of γ-ray bursts

Christopher Thompson

中性子星の一種、マグネターが引き起こす巨大フレアと呼ばれる爆発現象は、近傍の宇宙で発生したことがあるが、あまりに明るくて観測できなかった。今回、より遠くで発生した巨大フレアが観測され、この爆発現象の詳細がついに明らかになった。

21世紀の天文学研究の多くは、一時的な現象の研究だ。電波からガンマ線までのあらゆる電磁スペクトルが望遠鏡で調べられていて、驚くほど多様な、短時間で謎めいていることが多い大規模現象が明らかにされつつある。超新星やガンマ線バーストなど、宇宙の爆発現象の多くに関する私たちの理解は、その内部の仕組みを見ることができないことと、私たちの銀河系(天の川銀河)ではそうした現象が稀であるために限られていた。今回、フレア(星で起こる爆発・増光現象)によるガンマ線源の、ある銀河系外種族の研究の基礎になる研究結果が、Nature 2021年1月14日号掲載の2論文1,2と、Nature Astronomy 掲載のもう1つの論文3として発表された。このガンマ線源の近縁の放射源は近傍の宇宙にも存在し、静穏期は既によく研究されている。これらのガンマ線源は、天文学の最新の話題である高速電波バースト4にも関係している可能性がある。

マグネターと呼ばれる恒星の残骸は、他のどの種類の星とも根本的に異なる方法で輝く。マグネターは、電波パルサーなどの通常の中性子星と似ていて、その密度は原子核よりも大きいとみられる。しかし、その磁場は大半のパルサーの磁場よりも1000倍強く、1011テスラに達する5。マグネターの放射の主たる燃料は、太陽のように核融合でも、太陽に似た星の残骸としてできる白色矮星のように残った熱エネルギーの放出でも、電波パルサーのように星の自転でもない。磁場を作り出す強力な電流の減衰が、X線とガンマ線の莫大な放出を支えている。

右図はマグネターの想像図。表面にクラスト(固い層)がある。白い曲線群は磁場の磁力線。左は、以前に観測された銀河系内のマグネター、SGR 0418(画面中央)の画像。 | 拡大する

Infrared: NASA/JPL-Caltech; Illustration: NASA/CXC/M.Weiss

マグネターは静穏期においてさえ、太陽の100倍明るい場合がある5。その最も強いアウトバースト(急激な増光)は静穏期の約1兆倍明るく、驚くべきことにそれまでの10年間に徐々に放出されたよりも多いエネルギーを1秒間以内に放出することができる。こうした巨大フレアは、銀河系内で数回検出されたが、近過ぎたため、X線とガンマ線の宇宙望遠鏡は明る過ぎて観測できなかった5,6

ヨッフェ研究所(ロシア・サンクトペテルブルク)のDmitry Svinkinら1211ページ)と大学宇宙研究協会(USRA;米国ハンツビル)のOliver Robertsら2207ページ)は今回、これらの銀河系内のイベントと、2020年4月15日に検出されたガンマ線パルスがよく似ていることを示した。Svinkinらは、このパルスの到来方向を惑星間ネットワーク(ガンマ線検出器を備えた宇宙機の集まり)と呼ばれる観測システムを使って到来時間差から求め、その発生源を銀河系に近い銀河、NGC 253(ちょうこくしつ座銀河とも呼ばれ、地球から約1100万光年;図1)と決定した。両研究グループは、この距離のおかげで、フレアのガンマ線スペクトルと時間変化の詳細を得ることができ、それは以前に報告された銀河系外のフレアのものに近いことが分かった。ガンマ線フレアの時間変化には明らかに2つの異なる成分が存在した。1つは、数ミリ秒だけ続く、変化の速い成分であり、もう1つは、10倍ゆっくりと指数関数的に減衰する、変化の遅い成分だ。変化の遅い成分は、変化の速い成分に匹敵するか、それ以上のエネルギーを持っている。

図1 ちょうこくしつ座銀河、NGC 253
この銀河からの爆発的なガンマ線放出が分析され1–3、それがマグネター(星の残骸で強い磁場を持つ)の巨大フレアによって生じたことが示唆された。 | 拡大する

DYLAN O’DONNELL

マグネターからの出力は、他の種類の星と比べてなぜそれほど突発的なのだろうか。一部の孤立した白色矮星も強い磁場を持っているが7、強い電磁フレアと関係付けられることはなかった。

その答えは、マグネターは、その表面は他の星よりも高温だが5、基本的には低温の天体だという事実と関係しているかもしれない。中性子星の外側の層は、重く、中性子に富む原子核を含み、中性子星の形成を引き起こす星の崩壊の直後に固体に凍結し始める8。この中性子星のクラスト(表面の固い層)は、地球の外層と比べると特殊な性質を持つ。クラストの深部の温度は、クラストを作っている原子核物質の融点よりもはるか下に下がっている。さらに、この物質は、電気の非常に優れた導体で、ねじれた磁場に結び付いている。このため、磁場とクラストは一緒に、静穏時はゆっくりと、アウトバースト時はもっと速く、動かなければならない。

マグネターフレアが引き起こされる仕組みの詳細は、今なお研究中だ。太陽の高温で磁場を伴った大気とは対照的に、マグネターには埋め込まれた磁場を活発に変形させる渦巻く対流運動はない。巨大フレアでは、クラストに非常に大規模な破壊が起こるに違いないと私たちはかなり確信している。例えば、カリフォルニア州とニューヨーク州が入れ替わる地殻変動イベントを想像してほしい。2020年4月15日のイベントとその類似イベントで見られた遅い方の成分は、クラストの変形の緩和によって生じたものと考えて矛盾はない。

クラストの破壊は、マグネターの外部の磁場をねじり、太陽コロナを流れる電流の10億倍強い不安定な電流を駆動するだろう9,10。さらに、大規模な太陽フレアと同様に11,12、磁気ループの放出が起こるのかもしれない。この磁気擾乱は強く、電子、陽電子、ガンマ線からなる高密度の流出ガスを作るだろう。そうした電気伝導性のガスと磁場との相互作用が、SvinkinらとRobertsらが観測したサブ秒のガンマ線スペクトルを作ると考えられている。

一方、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡大面積望遠鏡(Fermi LAT)コラボレーションの研究結果は、マグネターフレア研究の新たな扉を開いた3。彼らは、他の2つの論文1,2が報告した低エネルギーガンマ線の19秒後に、数分間続く、より高エネルギーのガンマ線の放出があったと報告した。マグネターフレアから、遅延した高エネルギーガンマ線が検出されたのはこれが初めてだ。コラボレーションが提案した説明は、フレアの間に、高速運動する(相対論的な)イオンの雲が放出されたというものだ。つまり、このイオンの雲がNGC 253のガス状媒質にぶつかり、衝撃波の中で高エネルギーガンマ線が生じた。しかし、マグネターフレアがかなりの質量のイオン放出を伴うかどうかははっきりしない。ほぼ純粋な電磁放射からなるパルスも衝撃波を起こすだろう。そうしたパルスはまず、マグネターの周囲に閉じ込められた粒子の相対論的なガス星雲と相互作用するかもしれない。

今回の3つの論文は、中性子星の内部と周囲で磁場の応力がどのように緩むかについて直接の手掛かりになるガンマ線フレアを報告した。このガンマ線フレアは、中性子星の衝突で生じるガンマ線バーストの多くと比べて、継続時間は同程度だが、測定されたエネルギーは1000分の1以下だった。ガンマ線バーストの特徴的なガンマ線放出を引き起こすプロセスについて、その理論モデルを作っている研究者たちの意見は今のところ一致していない。マグネターフレアとの類似点と相違点を理解することは、ガンマ線バーストの原因を絞り込むのに役立つだろう。また、近くの銀河でのマグネターの観測を続けることにより、高速電波バーストの起源のモデルを狭めることができるだろう。

(翻訳:新庄直樹)

Christopher Thompsonは、トロント大学カナダ理論天体物理学研究所(オンタリオ州)に所属。

参考文献

  1. Svinkin, D. et al. Nature 589, 211–213 (2021).
  2. Roberts, O. J. et al. Nature 589, 207–210 (2021).
  3. The Fermi LAT collaboration. Nature Astron. https://doi.org/10.1038/s41550-020-01287-8 (2021).
  4. Weltman, A. & Walters, A. Nature 587, 43–44 (2020).
  5. Kaspi, V. M. & Beloborodov, A. M. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 55, 261–301 (2017).
  6. Hurley, K. et al. Nature 434, 1098–1103 (2005).
  7. Ferrario, L., de Martino, D. & Gänsicke, B. T. Space Sci. Rev. 191, 111–169 (2015).
  8. Ruderman, M. A. Nature 434, 1098–1103 (2005).
  9. Thompson, C. & Duncan, R. C. Astrophys J. 561, 980–1005 (2001).
  10. Thompson, C., Yang, H. & Ortiz, N. Astrophys. J. 841, 54 (2017).
  11. Lyutikov, M. Mon. Not. R. Astron. Soc. 367, 1594–1602 (2006).
  12. Parfrey, K., Beloborodov, A. M. & Hui, L. Astrophys. J. 774, 92 (2013).

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Nature ダイジェスト Online edition: ISSN 2424-0702 Print edition: ISSN 2189-7778

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