| 研究課題/領域番号 |
17K14260
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| 研究機関 | 中部大学 |
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研究代表者 |
高橋 博之 中部大学, 工学部, 講師 (80613405)
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| 研究期間 (年度) |
2017-04-01 – 2021-03-31
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| キーワード | 中性子星 / ブラックホール / 降着円盤 / 数値実験 |
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| 研究実績の概要 |
X線で非常に明るく輝く超高光度X線源はコンパクトな天体を起源とし、ガス降着によって重力エネルギーを解放することで明るく輝いていると考えられる。特筆すべきはその光度で、太陽質量程度の天体におけるエディントン光度を超えて明るく輝くいている。このコンパクトな天体の正体は太陽質量程度の恒星質量ブラックホールか、もしくは太陽質量の１０００倍程度の質量を持つ中間質量ブラックホールであると考えられてきた。しかし近年になって明るく輝く超高光度X線源の一部は中性子星を起源に持つことが明らかになってきた。ブラックホールと異なり中性子星は強い磁場を持つために中性子星の磁場に沿ってガス降着が起こり、磁軸付近に堆積したガスが光る。さらに磁軸と回転軸が非平行なために周期的なX線光度変動を示す。観測によって中性子星を起源に持つことが明らかになった超高光度X線源はこのような特性を持つが、磁場が弱い場合や見込み角の違いにより、X線パルスが観測されていない超高光度X線源のリストの中にも中性子星を起源とするものが埋もれていると考えられる。従ってX線パルス以外の方法で超高光度X線源がブラックホールを起源とするか中性子星を起源とするかを判別する手法を構築することは急務である。
そこで本研究では光度だけでなくX線スペクトルによる中心天体の同定方法を構築すべく、これまでにない新しい数値計算コード（振動数依存型一般相対論的輻射磁気流体コード）を構築した。この方法は一般相対性理論の枠組みで流体や電磁場を扱うのみならず、光も同時に扱う。そしてこの光は振動数の情報を持つため、光度だけでなくX線スペクトル、さらにそれらの時間変動についても情報を得ることができる。このコードは超高光度X線源のみならず、一般の高エネルギー天体現象に適用できる汎用的なコードである。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
近年のX線観測の発展により、超高光度X線源の一部は中性子星を起源とすることが観測からわかってきた。しかし理論的には、ブラックホールと異なり星表面を持つ中性子星に臨界降着量を超える大量のガス降着が起こる理由は謎であった。そこで我々は一般相対論的輻射磁気流体コードを用いた数値実験を行うことにより、中性子星へのガス降着においても輻射圧によって阻害されることなく超臨界降着が可能であることを示した。
また観測される超高光度X線源の起源の候補として挙げられるブラックホールと中性子星を識別することを目標とし、スペクトルやその時間変動の違いに着目して振動数依存型一般相対論的輻射磁気流体コードの開発を行ってきた。本コードは一般相対性理論の枠組みで磁気回転不安定性の成長に伴うガス降着現象を扱うことができるのみならず、吸収や散乱を通した光とガスの相互作用、さらにその透明度の振動数依存性を考慮することができる。また、光は振動数の自由度を持つため、光度のみならずスペクトル情報やその時間変動も直接計算から得ることができる。本コードはほぼ完成し、現在は最終的なコードの正当性を確認している段階である。本コードの詳細についても学会や研究会において報告してきた。詳細な報告については近いうちに論文としてまとめることができる段階に来ている。
さらに代表者が開発に関わったコードを用いて中間質量ブラックホールへのガス降着現象の数値実験を行い、観測される位置 - 速度図におけるY型のガス分布が再現できることを論文として報告した。この研究成果は超高光度X線源のような定常的なガス降着を起こすブラックホールだけでなく、ガス円盤を持たないか、もしくは円盤からのガス降着量が非常に少ない中間質量ブラックホールの同定方法を提唱したという意味で意義のある研究である。
これらの研究成果から、本研究は概ね順調に進展していると考えられる。
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| 今後の研究の推進方策 |
これまでの研究により、中性子星への超臨界降着が理論的に可能であることを示した。これは中心天体が同定されていない超高光度X線源の中のある一定数は中性子星であることを示唆している。今後の研究課題は超高光度X線源として観測されている天体が、ブラックホール起源であるか、中性子星起源であるかを判別する方法を提唱することである。この方法として観測される超高光度X線源のX線スペクトルに着目し、流体計算と無矛盾にスペクトル情報を得ることができる振動数依存型一般相対論的輻射磁気流体コードの開発を行ってきた。本コードは概ね完成しており、現在はコードの正当性を確認すべくいくつかのテスト計算を行っている段階である。コードの詳細についても近いうちに報告できると考えている。
そこで今後の研究としてこのコードを用いた中性子星とブラックホールへのガス降着の数値実験を行い、スペクトルにどのような違いが出るかを調べ、観測的に２つの天体を判別する手法を構築することを挙げる。通常ガス降着は角運動量を持つガスが天体を中心として円盤状に広がり、円盤内における磁気回転不安定性の成長に伴って角運動量を失うことで中心天体へとゆっくりと降着すると考えられる。しかしブラックホールと異なり多くの中性子星は強い磁場を持っているため、この磁場を通して中性子星への角運動量輸送によりガス降着が促進され、かつ磁力線に沿ってガスが降着して中性子星表面に降着柱と呼ばれる構造を持つ。さらにブラックホールと異なり中性子星はガスを吸い込む事ができないために大量のアウトフローが作られる。これらの構造の違いは観測されるX線スペクトルに大きく影響を与えると考えている。
これらの考察をもとに数値実験を行い、中心天体の判別法を模索する。
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| 次年度使用額が生じた理由 |
論文出版費が予定より少額でおさえられたために次年度使用額が生じた。そのお金は次年度の論文出版費に使用する。
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