宇宙への旅人

史上最も磁力の強い星は、強烈な磁場を持つ天体「マグネター」の前身かもしれない



強烈な磁場を持つマグネターの可能性がある青色巨星「ウォルフ・ライエ星」
　
100年以上も天文学者を困惑させてきた星は、極端に強い磁場を持ち、大量の高エネルギー電磁波を放出する天体「マグネター」の卵かもしれない。

　その星は地球から3000光年離れた「HD 45166連星」を構成している青色巨星「ウォルフ・ライエ星」だ。このタイプの星のご多分にもれず、ヘリウムが豊富で、パートナーもいる。

　だが想像以上に質量を失っており、恒星風のパターンも異常という、どこか異様な雰囲気を漂わせている。

　このほどオランダ、アムステルダム大学の研究チームは、この星が信じられないほど強力な磁力を持っていることを明らかにした。もしかすると、これまで未発見だったマグネターの前身かもしれないという。



宇宙最強の磁石「マグネター」

　たった20kmの範囲に、太陽と同等の質量を持つ超高密度天体、それが「中性子星」だ。「マグネター」は、この中性子星の一種だと考えられている。

　マグネターが特徴的なのは、それが宇宙最強の磁石であること。普通の中性子星の1000倍、地球と比べるならなんと1000兆倍もの強力な磁場を持っている。

　これほど強烈な磁力を持つ星がどのように誕生するのか、詳しいことはわかっていない。

　だが有力な仮説によると、もともと強い磁場を持つ星が超新星爆発を起こすと、コアが崩壊するプロセスで磁場が劇的に強まり、マグネターになるのだという。

　これはあくまで仮説だ。これまでのところ、超新星爆発をひかえた星の中に十分に強力な磁場を持つものは見つかっていない。

　だが今回のHD 45166連星の青色巨星「ウォルフ・ライエ星」は、その待望のマグネターの卵かもしれないというのだ。


ウォルフ・ライエ星は信じられないほど強力な磁場を持っていた/ image credit:ESO/L. Calcada

ウォルフ・ライエ星は強力な磁場を持っていた
　
「ウォルフ・ライエ星」とは、まるで宇宙のロックスターのようにキラキラと明るく輝く「青色巨星」だ。天の川銀河でもっとも壮観な星のひとつで、その明るさは太陽の3万～100万倍もある。

　しかし核融合の燃料が尽きかけているほか、恒星風に吹き付けられたすごい勢いで質量を失っているため、そう遠くない未来には超新星爆発を起こす運命にある。

　そうなれば外側の物質は吹き飛ばされ、コアはたちまち崩壊して中性子星になる。

　今回の主役であるHD 45166連星のウォルフ・ライエ星（正確には準ウォルフ・ライエ星）は、ヘリウムが豊富で、質量は太陽の約4倍。パートナーである「B型主系列星」をわずか1.6日で周っている。
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ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した、ウォルフ・ライエ星WR 124と周囲を取り巻く星雲 M1-67/ image credit: ESA/Hubble & NASA; Acknowledgement: Judy Schmid / WIKI commons

　これが謎めいているのは、そうした特徴が現在の天文学が考える連星の進化や恒星風パターンにそぐわないものだからだ。

　そこでアムステルダム大学の研究チームは、もしもこのウォルフ・ライエ星が磁気を帯びていたとしたら、そうした謎を解明できるのではと考え、観察してみた。

　するとそれが信じれないほど強力な磁力を持つことがわかったのだ。

　その磁場の強さは4万3000ガウス。これは大質量星としては、これまでで一番強い。

　さらに、この星は想像以上にずっと質量が小さく、連星の公転周期がじつは8200日だったことも明らかになった。

　これまでは1.6日とされてきたが、それはB型主系列星の内部振動の影響のせいでそう誤解されただけだったのだ。


HD 45166連星のウォルフ・ライエ星はいずれマグネターになると予測されている / image credit:NOIRLab/AURA/NSF/P. Marenfeld/M. Zamani

超新星爆発を起こしマグネターになると予測されるウォルフ・ライエ星
　このウォルフ・ライエ星がどうやって現在の状態になったのか不明だが、2つの小さな星が合体してできたのではと推測されている。

　そして、あと数百万年で超新星爆発を起こすと予測されている。

　そうなればコアが崩壊して、磁場もギュッと収縮すると考えられている。あとに残されるのは、100兆ガウスもの強烈な磁場を持つマグネターである。

　残念ながら、私たちがその瞬間を目撃することはない。それでも今回の発見は神秘的なマグネター誕生の秘密を紐解く新しいヒントになるはずだ。

Artist’s animation of HD 45166, the most magnetic massive star ever found


　この研究は『Science』（2023年8月17日付）に掲載された。

2023年08月27日
カラパイアより

マグネターで起きる稀な現象「アンチグリッチ」の理論が初めてテストされる


【▲ 図: マグネターのアンチグリッチに伴う電波放出は、マグネターの極域から放出されていると考えられる。（Credit: NASA's Goddard Space Flight Center）】

太陽の8倍以上の質量を持つ恒星は、寿命の最期に中心核が潰れて、極めて高密度な天体である「中性子星」が形成されます。中性子星の中でも特に強力な磁場を持つものは「マグネター」と呼ばれています。

マグネターは宇宙で最も活動的な天体の1つです。強力な磁場が高速の自転によってねじれることで、マグネターはX線から電波まで幅広い領域の電磁波を放出します。電磁波のエネルギーの違いは、マグネターの周辺で起こっている活動の違いによるものとみられています。

中心で核融合反応が起きている恒星とは違い、マグネターは自らエネルギーを生み出さないため、宇宙空間にエネルギーを放出し続けることで自転速度が少しずつ遅くなっていきます。ところが、マグネターでは時折自転速度が急激に変化する「グリッチ」と呼ばれる現象が起きます。ほとんどのグリッチでは自転速度が速くなりますが、稀に自転速度が遅くなる「アンチグリッチ」が観察されています。

グリッチやアンチグリッチの原因はほとんどわかっていません。中性子星は平均密度が1立方cmあたり10億トンという超高密度な物質でできていますが、そのような物質を実験室で作ることはできず、性質がほとんど理解されていないためです。中性子星の密度は中心部に近付くにつれてさらに数桁上がるため、理解することはより難しくなります。

ただ、観測回数の多いグリッチのほうについては、原因がある程度推定されています。ほとんどの場合、グリッチではX線の放射が観察されていないため、マグネターの内部での現象がグリッチを引き起こすと考えられています。マグネターの表層と内部を比べると、表層の方が磁場の影響を受けやすく、減速しやすいと考えられています。そのため、表層と内部の自転速度の差が大きくなった時、内部の運動エネルギーの一部が表層へと伝わることで、表層の自転速度が急激に速くなる、と考えられています。

その一方で、アンチグリッチについては観測回数がこれまでにわずか3回と極めて少なく、その原理はグリッチ以上に理解されていません。これまで、アンチグリッチの発生原因には主に3つのシナリオが考えられていました。

近くの恒星から電気を帯びた粒子が大量に供給され、マグネターの周辺に強力な磁気圏が形成される。磁気圏は急速にねじれつつ極域まで拡大し、ねじれが限界に達すると安定した形に再形成され、その時のエネルギー放出が自転速度を遅くさせる。
磁場の影響を受けやすい表層は、赤道領域が段々と膨らむように変形する。変形が限界に達して表層が壊れたり、磁場の影響を受けにくい内部の配置が再構成されたりすることで再び球形に近い形へと戻るが、この時の急激な形状変化が自転速度を遅くする。
マグネターの表層は固体に近く、内部は液体に近い性質を持っていると考えられている。表層と内部の境界では渦が生成されやすく、渦の発生・位置の変化・消滅の仕方によって、表層の自転速度を低下させる現象が起こると考えられる。
ライス大学のM. G. Baring氏らは、2020年10月5日に「SGR 1935+215」で観察された珍しいアンチグリッチの観測記録に基づき、アンチグリッチが起こる原因についての研究を行いました。

このアンチグリッチは、発生から数日後に高速電波バーストに似た強力な (しかし高速電波バーストに比べれば弱い) 電波の放出が観測されたという点で非常に珍しい現象でした。アンチグリッチと電波の放出がほぼ同時に観測されたのはこれが初めてであり、おそらく互いに関連していると思われます。

研究チームが観測データと物理モデルを照らし合わせた結果、アンチグリッチは1番目のシナリオで起こる可能性が高いことがわかりました。

アンチグリッチの発生原理がこれまで理解されなかった理由の1つは、X線放射が観測されなかったことでした。マグネターの外部の変化を伴う現象ではX線が放射される可能性があることから、その点だけに注目すればマグネターの内部で起こる現象である3番目のシナリオの可能性が高いことになります。

しかし、高速電波バーストの観測体制が整えられてからまだ日が浅いことと、今回初めてアンチグリッチと電波放出が関連付けられたことから、1番目もしくは2番目のシナリオが妥当である可能性が出てきました。それに加えて、電波放出のエネルギー値や、放出が短時間に留まることは、1番目のシナリオが最も適合することを示しています。このシナリオの場合、電波はマグネターの極域近くから放出されたことになります。

今回の推定は、数少ないアンチグリッチと関連する電波放出が観測されたことで初めて実現しました。ただし、前述の通りアンチグリッチは観測回数が極めて少なく、いっぽうの高速電波バーストも最近理解されるようになった現象です。観測例が増えるに従って別のシナリオが検討されたり、あるいは複数のシナリオがそれぞれ別のアンチグリッチを引き起こしている可能性が出てくるかもしれません。今回の論文は、アンチグリッチの理論が観測事実によって初めてテストされたという意味で重要であり、研究がまだ始まったばかりであることを示しています。

Source

G. Younes, et.al. - “Magnetar spin-down glitch clearing the way for FRB-like bursts and a pulsed radio episode”. (Nature Astronomy)

2023-02-07
Soraeより

マグネターの超強磁場、X線偏光で初めて観測的に確認


マグネターの想像図（提供：ESO/L. Calçada）

X線偏光観測衛星IXPEによって、強力な磁場を持つ中性子星だとされている天体「マグネター」が実際に超強磁場を持つことが、初めて観測的に確認された。

質量の大きな恒星が一生の最期に超新星爆発を起こしたあとに残る中性子星は、太陽と同程度の質量を半径約10kmの中に詰め込んだ超高密度天体であると同時に、太陽の数十億倍もの強力な磁場を持つ天体でもある。その中でも「マグネター（磁石星）」と呼ばれるものは、通常の中性子星のさらに1000倍ほど大きい、宇宙最強クラスの磁場を持つ天体だ。

こうした磁場を直接観測する手段はないため、これまではもっぱら理論的に調べられてきた。そんなマグネターの磁場を観測によって検証できると期待されたのが、2021年12月に打ち上げられたNASAとイタリア宇宙機関のX線偏光観測衛星「IXPE（Imaging X-ray Polarimetry Explorer）」である。IXPEは天体が発するX線の波が特定の方向に偏っていること（X線偏光）を高い感度で観測できる初めての宇宙望遠鏡だ。

伊・パドバ大学のRoberto Tavernaさんたちの研究チームはIXPEのX線偏光計を用いて、カシオペヤ座の方向約1万3000光年の距離に位置するマグネター「4U 0142+61」を観測した。4U 0142+61の磁場は130億テスラと、地球磁気の26兆倍にもなるとされている。IXPEはこのマグネターが発する様々なエネルギーのX線を観測し、それぞれのエネルギー帯について、平均してどの方向に波が偏っているか（偏光角）、また偏っている波がどれだけの割合で存在するか（偏光度）を測定した。

測定の結果、比較的低エネルギー（2～4キロ電子ボルト）のX線では偏光度が約15%あるものの、5キロ電子ボルト付近では偏光度が0%近く、つまりほとんど偏光していなかった。しかし、さらに高エネルギー（5.5～8キロ電子ボルト）では偏光度が再び約30%にまで上昇している。また、低エネルギー側と高エネルギー側で偏光角が90度回転していることもわかった。


4U 0142+61で観測されたX線の偏光度と偏光角の分布
マグネター4U 0142+61で観測されたX線の偏光度と偏光角の分布。★はそれぞれ別の方法で解析した偏光度と偏光角を示す（提供：東京理科大学リリース、以下同）

このようにX線のエネルギーによって偏光角が大きく変わるのは、観測前には予想されていなかったことだ。だがこの現象はマグネターの磁場によって説明できる。

まず、低エネルギーのX線は中性子星の表面から放たれていて、磁力線に平行な方向に偏光したのだと考えられる。その一部が、中性子星の磁気圏で加速された荷電粒子に当たって散乱されることで、エネルギーを受け取った上に磁力線に垂直な向きへと偏光していれば、観測されたのと同じ結果となる。

もう一つ予想外だったのは、低エネルギー側の偏光度が低いことだ。従来の想定では、マグネターの表面には大気が存在し、超強磁場中の大気が効率良くX線を偏光させるため、偏光度は80～100%になるはずだった。今回の約15%という観測結果は、4U 0142+61が大気を持たず、超強磁場により整列した超高密度の物質からなる固体地殻がむき出しになっていることを示唆している。


マグネターのX線が偏光するメカニズム。大気が存在しない固体表面から、磁力線に平行に約15%だけ偏光した低エネルギーX線が放射される。その一部が荷電粒子に散乱され、磁力線に垂直に偏光した高エネルギーX線となる

今回データ解析がなされたマグネターは4U 0142+61だけだが、IXPEは今後もいくつかのマグネターを観測する予定だ。これにより、中性子星の超強磁場や表面状態についての理解が深まると期待される。また、ブラックホールといった他のタイプの天体についてもIXPEによるX線偏光観測がなされており、今後の分析により、従来の方法では見ることができなかった新しい宇宙の姿が明らかになりそうだ

2022年11月29日
AstroArtsより

観測史上最も若い「マグネター」のX線をNASAの観測衛星が捉えた


マグネターの想像図（Credit: NASA）

太陽と比べて8倍以上重い恒星が超新星爆発を起こした際に形成されると考えられている中性子星のなかには、典型的な中性子星の最大1000倍という強力な磁場をともなう「マグネター」と呼ばれるものがあります。今回、2020年発見された観測史上最も若いとみられるマグネターをX線で観測した画像が公開されています。



X線観測衛星「チャンドラ」が観測したマグネター「Swift J1818.0-1607」（中央）（疑似カラー。Credit: X-ray: NASA/CXC/Univ. of West Virginia/H. Blumer; Infrared (Spitzer and Wise): NASA/JPL-CalTech/Spitzer）

画像の中央にある紫色に着色された天体が、アメリカ航空宇宙局（NASA）のX線観測衛星「チャンドラ」によってX線で観測されたマグネター「Swift J1818.0-1607」です。実際に紫色に見えるのではなく、人の目には見えないX線の観測データをもとに擬似的に着色されています。なお、背景の星々は赤外線による観測データを着色したものになるため、こちらも人の目で見た星空とは異なります。

「いて座」の方向およそ2万1000光年先にあるSwift J1818.0-1607は、2020年3月12日にNASAのガンマ線観測衛星「ニール・ゲーレルス・スウィフト」によって最初に検出された後、欧州宇宙機関（ESA）やNASAのX線観測衛星、それに地上の電波望遠鏡によって追加観測が行われました。

およそ3000個が知られている中性子星のうちマグネターは1パーセントほど。Swift J1818.0-1607は31番目に見つかったマグネターで、自転周期は既知のマグネターで最も短い約1.4秒とされています。前述のようにマグネターの磁場は中性子星のなかでもかなり強力で、もしもマグネターが地球から月までの距離の6分の1（約6万4000km）まで近づいた場合、地球上にあるすべての磁気カード（クレジットカードなど）のデータが消去されてしまうほどだといいます。

ウェストバージニア大学のHarsha Blumer氏とマニトバ大学のSamar Safi-Harb氏によるチャンドラを用いたSwift J1818.0-1607の観測は、発見から3週間ほどが経った4月3日に実施されました。高解像度で捉えられたX線がかすかに拡散している様子から、マグネターを取り囲む塵がX線を反射しているとみられています。

冒頭でも触れたように、Swift J1818.0-1607は観測史上最も若いマグネターとみられています。両氏によると、観測されているSwift J1818.0-1607は誕生から470年が経ったと推定されており（昨年6月に発表されたパヴィア高等研究所のPaolo Esposito氏らによる推定では240年とされていました）、人類は16世紀頃にこのマグネターを生み出した超新星爆発を目撃できた可能性があります。

これほど最近の超新星であれば、周囲に超新星残骸が残っていてもおかしくありません。両氏が赤外線宇宙望遠鏡「スピッツァー」やアメリカの「カール・ジャンスキー超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）」の観測データを分析したところ、Swift J1818.0-1607から離れたところに残骸らしきものが見つかったといいます。

ただ、超新星爆発の際に中性子星が高速で弾き出されることはあるものの、Swift J1818.0-1607と超新星残骸らしき天体の距離は離れすぎているといいます。仮に爆発から約500年ではなく5000～1万年が経っているとしても、観測されている位置関係が成り立つには秒速3600～7300kmという中性子星では観測例のない高速で弾き出されなければならないといい、両者の関連性を調べるために引き続きSwift J1818.0-1607の固有運動（天球上での見かけの動き）の測定と高解像度の電波観測が必要だとしています。

また、マグネターの多くはX線でのみ観測されていますが、その一部はX線だけでなく電波でも観測が可能で、Swift J1818.0-1607も電波で観測できるマグネターのひとつとされています。Blumer氏とSafi-Harb氏は分析の結果、Swift J1818.0-1607は通常のマグネターよりも自転のエネルギーをX線に変換する効率が低く、マグネターとパルサー（自転に同期してパルス状に電磁波が観測される中性子星）の中間的な特性を示していると結論付けています。


マグネター「Swift J1818.0-1607」（中央）とその周辺（疑似カラー。Credit: X-ray: NASA/CXC/Univ. of West Virginia/H. Blumer; Infrared (Spitzer and Wise): NASA/JPL-CalTech/Spitzer）

Image Credit: X-ray: NASA/CXC/Univ. of West Virginia/H. Blumer; Infrared (Spitzer and Wise): NASA/JPL-CalTech/Spitzer


2021-01-11
Soraeより

観測史上最も若い240歳の「マグネター」が見つかる


マグネターを描いたイメージ図。周囲に磁力線が描かれている（Credit: ESA）

恒星が超新星爆発を起こした際に形成されると考えられている中性子星のなかには、典型的な中性子星の最大1000倍という強力な磁場をともなうとされる「マグネター」と呼ばれるものがあります。今回、誕生から240年ほどしか経っていないとみられる若いマグネターが見つかったとする研究成果が発表されています。

■既知のマグネターでは最も若いとみられる）

いて座の方向およそ1万5000光年先の天の川銀河内にあるマグネター「Swift J1818.0-1607」は、2020年3月12日にNASAのガンマ線観測衛星「ニール・ゲーレルス・スウィフト」によって最初に検出されました。スウィフトによる検出後、欧州宇宙機関（ESA）の「XMM-Newton」やNASAの「NuSTAR」といったX線観測衛星や、イタリアの「サルディーニャ電波望遠鏡」などによるSwift J1818.0-1607の追加観測が行われています。

Paolo Esposito氏（パヴィア高等研究所）らの研究グループによると、追加観測の結果、Swift J1818.0-1607が約1.36秒周期で自転していることが明らかになったといいます。また、多くのマグネターがX線のみで観測されるのに対し、Swift J1818.0-1607はX線だけでなく電波でも観測することができる数少ないマグネターのひとつとされています。

注目はその年齢で、分析が正しかった場合、観測されたSwift J1818.0-1607は誕生からおよそ240年（※）しか経っていないことになります。Esposito氏は「アメリカ独立戦争やフランス革命が進行していた頃、人類はこのマグネターを生み出した超新星爆発を目撃できた可能性があります」と語っています。

※…マグネターまでの距離はおよそ1万5000光年離れているので、1万5000年前に240歳だったということになります

発表によると、中性子星はこれまでに3000個以上が知られていますが、マグネターは30個ほどしか見つかっていないといいます。マグネターの活動は年齢が若いときほど活発である可能性がこれまでの研究では示されているといい、今回見つかった若いマグネターは理論モデルを洗練させる上で役立つとされています。

また、研究グループは過去の観測結果を例に、マグネターと認識されていない中性子星でもマグネターのような現象が起こり得ることに言及。マグネターがより一般的なものであり、ガンマ線バーストや高速電波バーストといった一時的な現象に関わっている可能性を指摘しています。研究に参加したAlice Borghese氏は「今回観測されたマグネターがこれまで見つかっていなかったように、マグネターは『目覚める』ときだけ見つかりやすくなるのかもしれません」とコメントしています。.

2020-06-20
Soraeより