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マグネター（超強磁場をもつ中性子星）は巨大なフレアを起こす。そのエネルギー規模は莫大で過去に観測された例では高エネルギーのX線やガンマ線でその様子が捕らえられた。次に起こるフレアでは重力波望遠鏡でもその現象を観測されるか、あるいは、その大きさに上限がつく可能性があり重要である。過去の巨大フレアではX線やガンマ線の光度の時間変動に振動数が数十から百Hｚの準周期的振動（QPO）成分がみられることから、中性子星の表面の殻におけるシア運動に伴う変動に由来するという説がある。観測精度上の問題から確定的なことは現状では難しい。その振動現象の理論的理解も進んでいないことも問題である。マグネターの強い磁場のため、シア波の伝播が大きく影響を受けているからである。その効果を探るため、本年度は磁気星の振動の数値的解法を精力的に取り組んだ。
星内部で起きる振動をある種の初期値からの時間発展の形式で調べる数値計算コードの開発およびその改良をくり返し、成果が得られるところまで進められた。星内部磁場がポロイ（極性）成分だけだと、振動のモードは分離できる。（1）軸性方向の振動の場合、比較的容易に安定した計算が可能となった。（2）極性方向の振動の場合、音波との結合が重要となり、モード間結合や表面の反射状況を調べる段階となった。さらに、トロイダル（軸性）成分の磁場がある場合、モード間結合が複雑になるが、観測的に意義ある量を計算から抽出することを探っている。
また、先行して研究を進めてきたドイツのチュービンゲン大学やフランクフルト大学を訪問し、現状の結果紹介と議論を重ねた。本研究成果の一部は国内学会で発表した。
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