中性子星と普通の恒星の連星が作り出す熱核爆発“I型X線バースト”で中性子星の物理的な特性に迫る

太陽の10～30倍程度重い恒星が一生の最期を迎えると超新星爆発を起こし、その爆発の中心部には極めて高密度な天体“中性子星”が形成されることがあります。

中性子星は、主に中性子からなる天体で、ブラックホールと異なり半径10キロ程度の表面が存在。
そこには、地球の約50万倍の質量が詰まっていて、一般に強い磁場を持つものが多い天体です。

多くが超高速で自転していて、地球から観測すると非常に短い周期で明滅する規則的な信号がとらえられるので、パルサーとも呼ばれています。

中性子星は、密度が地球の数100兆倍、磁場が地球の約1兆倍もあります。
内部は極めて高密度・高エネルギーな環境なので、正確な性質はほとんど分かっていませんでした。

X線で爆発的に輝く天体現象

中性子星は宇宙で最も高密度な物質とも言われていて、その表面ではしばしば“熱核爆発”が発生しています。

この爆発現象ではX線が何度も放出されることから、中性子星の表面で発生する爆発現象は“I型X線バースト”、X線バーストを起こす天体は“X線バースター”と呼ばれています。

X線バーストは、数秒から数十秒の間、X線で爆発的に輝く天体現象。

X線バーストにはI型とII型があり、I型は中性子星の表面で起こる降着円盤の核反応で発生。
II型は白色矮星の降着円盤が落下することによる重力エネルギーの開放で発生します。

X線バースターのイメージ図。中性子星の周辺に恒星からのガスが降り積もることによって生じると考えられている。（Credit: NASA's Goddard Space Flight Center）

中性子星と普通の恒星の連星が作り出すI型X線バースト

I型X線バーストは、以下のプロセスを経て発生する現象です。

X線バースターである中性子星は、普通の恒星を伴星とした連星を成しています。

伴星からは水素やヘリウムが流れ出し、数時間から数日かけて中性子星の表面に降り積もっていくことに。

中性子星の表面は重力が強いので、降り積もった物質は圧縮されて核融合反応が発生。
ここでの主な反応は、水素の原子核… すなわち陽子が他の原子核に衝突・吸収されるものなので、原子番号が1つずつ増える“陽子捕獲”という核融合反応が進行します。

陽子捕獲による連続的な核融合反応は“rp過程”と呼ばれています。

このrp過程と、それによって生じた不安定な原子核の崩壊によるエネルギーが合わさって起こるのがI型X線バーストで、通常は10秒から100秒ほどX線放出が連続します。

I型X線バーストの性質は、中性子星の物理的な特性と、rp過程で現れる原子核の特性によって決定されることになります。

合成が難しい原子核を大量に合成する

中性子星のような極限の環境を実験室で作り出すことはできません。
でも、rp過程で現れる原子核を合成して、その性質を測定することは可能です。

ただ、これらの原子核の合成は可能とは言え困難であり、合成された原子核はすぐさま崩壊して消えてしまいます。

精度の高いデータを得るためには、「合成が難しい原子核を大量に合成しなければならない」という矛盾に挑まなければならないので、これまで詳しく研究することは困難でした。

今回研究対象になった原子核（赤色および水色）。これらはゲルマニウム64“Ge-64”に対して、核反応や崩壊で生成するものか、逆に生成の素になる原子核である。（Credit: X. Zhou, et.al.）

特異点核種はrp過程に影響を与える

今回の研究では、X線バースターで起こる核反応の中でも特に重要な原子核“ゲルマニウム64”の性質を決定するため、“ゲルマニウム64”と非常に似ている原子核（ゲルマニウム63、ヒ素64、ヒ素65、セレン66、セレン67）の精密な質量の測定を行っています。

この研究を進めているのは、中国科学院のX.Zhouさんたちの研究チームです。

それでは、なぜ“ゲルマニウム64”そのものでなく、それと似た原子核を測定するのでしょうか？

それは、“ゲルマニウム64”が“待機点核種（Waiting-Point nuclide / WP nuclide）”と呼ばれる原子核の1つだからです。

待機点核種は陽子捕獲や崩壊によって、原子核が変化するまでの時間が他の原子核に比べて長いので、rp過程全体の進行を遅くする働きがあります。

このような待機点核種の働きは、I型X線バーストのエネルギー放出量や放出時間にも影響しています。

I型X線バーストのデータは、実験室で作ることができない中性子星の物理的な性質を知る手掛かりになるので、待機点核種の性質を知ることはとても重要なことになります。

ただ、待機点核種がrp過程に与える影響を知るには、核反応によって待機点核種に変化する原子核や、待機点核種から合成される原子核の性質も知る必要があります。

これらの原子核の性質を待機点核種と比較することで、rp過程が待機点核種によってどの程度“待たされる”のかを知ることができるわけです。

研究チームでは、寿命が短く合成が難しいこれらの原子核を合成するため、蘭州重イオン加速器装置施設“HIRFL（Heavy Ion Research Facility in Lanzhou）”で大量の原子核を合成する実験を行い、多数のデータを取得し分析を実施。

その結果、高精度な原子核の質量測定を行うことに成功しています。

合成された原子核のうちヒ素64とセレン66は、今回初めて高精度な質量の測定に成功しています。

特に、セレン66は非常に合成が難しい原子核の1つとして知られていて、関連研究の難題の1つが今回の研究で解決されたことになります。

今回の研究結果に基づいた“GS 1826-24”の地球からの距離（左側）と密度（右側）の推定結果。距離は、今回の研究結果（Updated）と従来の推定値（AME’20）が重なっておらず、全く異なる値であることが分かる。密度は、今回の研究結果（水色）が、他の推定結果（灰色）に比べて低密度の領域（グラフ下側）に分布していることが分かる。（Credit: X. Zhou, et.al.）

今回の研究結果に基づくと、“GS 1826-24”というX線バースターは地球からの距離が約6.5％遠くなり、重力による赤方偏移の値が4.8％小さくなることが分かりました。

このことが意味しているのは、“GS 1826-24”の密度が中性子星としては低いこと。
低密度の中性子星の存在は、中性子星の基本的な物性の理解、ひいては物質一般に関する理解を変える可能性もあります。

今回の研究結果をX線バースターのデータに当てはめることで、早くもX線バースターの実験が1つ書き換えられたことになりますね。


こちらの記事もどうぞ

ブラックホール同士の合体で光は放たれる？　すばる望遠鏡とカナリア大望遠鏡の連携による重力波天体の探索