パルサーキック
Phenomenon in astrophysics

パルサーキックとは、中性子星がしばしばその前駆星とは異なる速度、通常はそれよりもかなり大きな速度で運動する原因となる現象の名称です。パルサーキックの原因は不明ですが、多くの天体物理学者は、超新星爆発の非対称性が原因であると考えています。もしこれが事実であれば、超新星爆発のメカニズムに関する情報が得られるでしょう。

観察

今日では、パルサーの平均的なキック速度は200～500 km/sと一般的に考えられています。しかし、中にはそれよりもはるかに高い速度を持つパルサーも存在します。例えば、超高速星B1508+55は1,100 km/sの速度を持ち、銀河系外へと向かう軌道を描いていると報告されています。パルサーキックの非常に説得力のある例はギター星雲で見られ、超新星残骸星雲に対して相対的に移動するパルサーによって発生する弓状衝撃波が観測され、800 km/sの速度が確認されています。[1]

特に興味深いのは、パルサーキックの大きさや方向が、自転軸、磁気モーメント、磁場強度などのパルサーの他の特性と何らかの相関関係にあるかどうかである。現在まで、磁場強度とキックの大きさに相関関係は見つかっていない。しかし、自転軸とキックの方向の相関関係が観測されているかどうかについては異論がある。長年、相関関係は存在しないと信じられていた。ほ座パルサーとかにパルサーの研究では、パルサーの自転軸と一直線になっていると考えられるジェットが観測されている。これらのジェットは、弓状衝撃波やパルサーの直接測定された速度と非常によく一直線になっているため、これはこれらのパルサーが自転軸と一直線になっているキックを持っていることの強力な証拠だと考えられている。また、放射の偏光を使ってパルサーの自転軸を測定することも可能で、最近の24 個のパルサーの研究では、偏光とキックの方向の間に強い相関関係があることが判明している。しかしながら、偏光測定に関連する不確実性が非常に大きく、相関研究が困難になるため、このような研究は常に困難を伴います。

キック速度の分布が二峰性である可能性が考えられます。この可能性を強く裏付ける証拠は、「中性子星保持問題」です。天の川銀河のほとんどの球状星団は脱出速度が50 km/s未満であるため、脱出に困難をきたすパルサーはごくわずかです。実際、直接測定されたキック速度の分布から判断すると、球状星団で生まれたパルサーのうち、残存するパルサーは1%未満と予想されます。しかし、実際にはそうではありません。球状星団には多くのパルサーが含まれており、中には1,000個を超えるものもあります。キック運動量の一部が連星系に伝達されると仮定すれば、残存するパルサーの数はいくらか改善される可能性があります。この場合、残存するパルサーはおそらく6%程度ですが、この差異を説明するには不十分です。これは、一部のパルサーが実質的にキックを受けない一方で、他のパルサーが非常に大きなキックを受けていることを示唆しているようです。多くの速度測定法は物体の速度に上限値しか設定していないため、この二峰性分布を直接観察することは困難です。もし一部のパルサーがほとんどキックを受けないという事実があれば、パルサーキックのメカニズムに関する洞察が得られるかもしれません。なぜなら、この可能性を完全に説明するために、この可能性を予測する必要があるからです。

理論

多くの流体力学理論が提唱されており、いずれも超新星爆発前の恒星における対流や力学的不安定性を用いて超新星爆発の非対称性を説明しようとしています。おそらく最も理解しやすいのは「過安定gモード」でしょう。この理論では、まず、コアが恒星の中心からわずかに片側に押し出されていると仮定します。これにより、恒星の近傍にあるシリコン殻と酸素殻の圧力が上昇します。これらの殻における核反応の速度は圧力に非常に敏感に依存するため、圧力の増加によって大きなエネルギーが解放され、コアは反対方向に押し戻されます。これにより反対側の圧力がさらに高まり、コアが振動し始めます。このようなモードの多くは重い恒星では過安定であることが示されています。つまり、小さな摂動が時間の経過とともに大きくなります。恒星が爆発すると、コアはある方向に追加の運動量を持ち、それがキックとして観測されます。流体力学モデルは、前超新星の外層が連星系内の伴星に奪われ、機械的不安定性が弱まり、結果として生じるキックが減少するという「二分キックシナリオ」を通じて、二峰性分布を説明できると提案されている。

ニュートリノによるキックのシナリオには主に2つあり、ニュートリノ相互作用のパリティ対称性の破れを利用してニュートリノ分布の非対称性を説明します。1つ目は、磁場が存在すると、ニュートリノが原子核から散乱される方向がある方向に偏っているという事実を利用します。そのため、ニュートリノ放出が強い磁場の存在下で起こった場合、平均的なニュートリノのドリフトが何らかの形でその磁場と揃い、結果として生じる爆発が非対称になると予想されます。この理論の主な問題は、十分な非対称性を持たせるためには、理論では 10 15 Gのオーダーの磁場が必要であり、これは重い星で予想されるよりもはるかに強いことです。もう1つのニュートリノに基づく理論では、ニュートリノ散乱の断面積が周囲の磁場の強さに弱く依存するという事実を利用しています。したがって、磁場自体が異方性である場合、ニュートリノに対して本質的に不透明なダークスポットが存在する可能性があります。しかし、これには10 16 G のオーダーの異方性が必要ですが、これはさらに可能性が低いです。

最後の主要な提案は、電磁ロケットシナリオとして知られています。この理論では、パルサーの磁気双極子がパルサーの自転軸から中心および軸からずれていると仮定します。これにより、上下から見たときに双極子振動の大きさに非対称性が生じ、ひいては放射の放出に非対称性が生じます。放射圧によってパルサーはゆっくりとロケットのように押し出されます。これは超新星爆発後のキックであり、超新星自体の非対称性とは何の関係もないことに注意してください。また、このプロセスはパルサーの自転からエネルギーを奪うため、この理論に対する主な観測的制約は、銀河系全体のパルサーの観測される自転速度になります。この理論の大きな利点は、実際にスピンとキックの相関関係を予測できることです。しかし、これによってキックの速度の全範囲を説明するのに十分なエネルギーを生成できるかどうかについては異論があります。

ブラックホールキック

一部の連星が銀河面から非常に遠くまで到達するのは、恒星ブラックホールのキックによるものです。ブラックホールのキックの速度分布は、中性子星のキック速度分布と類似しているようです。ブラックホールは質量が大きいため、中性子星よりも低い速度で運動するため、運動量分布は同じになるのではないかと予想されますが、実際にはそうではないようです。[2] [3]

2023年の研究では、高エネルギー衝突の数値シミュレーションから、ブラックホールのキックの限界は光速の約10％であると示唆されました。[4] [5]

参照

参考文献

  1. ^ Cordes, JM; Romani, RW; Lundgren, SC (1993). 「ギター星雲：低速回転・高速中性子星からの弓状衝撃波」Nature . 362 (6416): 133. Bibcode :1993Natur.362..133C. doi :10.1038/362133a0. S2CID  4341019.
  2. ^ レペット, セレナ; デイヴィス, メルヴィン・B.; シグルドソン, スタイン (2012). 「恒星質量ブラックホールキックの調査」.王立天文学会月報. 425 (4): 2799. arXiv : 1203.3077 . Bibcode :2012MNRAS.425.2799R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21549.x . S2CID  119245969.
  3. ^ Janka, Hans-Thomas (2013). 「フォールバック超新星における非対称質量放出による恒星質量ブラックホールの誕生キック」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 434 (2): 1355– 1361. arXiv : 1306.0007 . Bibcode :2013MNRAS.434.1355J. doi : 10.1093/mnras/stt1106 . S2CID  119281755.
  4. ^ Healy, James; Lousto, Carlos O. (2023). 「究極のブラックホール反動：高エネルギー衝突の最大衝撃波は？」arXiv : 2301.00018 [gr-qc].
  5. ^ デミング、アンナ (2023年8月22日). 「新たに発見されたブラックホールの『速度制限』は、新たな物理法則を示唆している」livescience.com . 2023年8月29日閲覧。

参考文献

  • ポドシアドロフスキー, フィリップ; プファール, エリック & ラパポート, ソール (2005). 「中性子星の誕生キック」ASPカンファレンスシリーズ. 328 : 327– 336.書誌コード:2005ASPC..328..327P.
  • ライ, ドン; チェルノフ, デイビッド F. & コーデス, ジェームズ M. (2001). 「パルサージェット：中性子星のキックと初期スピンへの示唆」.アストロフィジカルジャーナル. 549 (2): 1111– 1118. arXiv : astro-ph/0007272 . Bibcode :2001ApJ...549.1111L. doi :10.1086/319455. S2CID  1990229.
  • Cordes, James M.; Romani, Roger W. & Lundgren, Scott C. (1993). 「ギター星雲：低速回転・高速中性子星からの弓状衝撃波」Nature . 362 (6416): 133– 135. Bibcode :1993Natur.362..133C. doi :10.1038/362133a0. S2CID  4341019.
  • ライ、ドン (1999). 「中性子星のキックの物理学」.恒星天体物理学. 天体物理学・宇宙科学図書館. 第254巻. pp.  127– 136. arXiv : astro-ph/9912522 . Bibcode :2000ASSL..254..127L. doi :10.1007/978-94-010-0878-5_15. ISBN 978-94-010-3791-4. S2CID  18944918。
  • 王 陳; ライ 董 & ハン JL (2006). 「孤立パルサーおよび連星パルサーにおける中性子星のキック：観測的制約とキック機構への示唆」.アストロフィジカルジャーナル. 639 (2): 1007– 1017. arXiv : astro-ph/0509484 . Bibcode :2006ApJ...639.1007W. doi :10.1086/499397. S2CID  1231368.
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