マグネター

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マグネター(イラスト)

マグネター [1](magnetar [1])とは極端に強い 磁場を持ち、その磁場の減衰をエネルギー源として大量の高エネルギー 電磁波、特に X線ガンマ線を放射する 中性子星である。マグネターの理論は 1992年にロバート・ダンカンとクリストファー・トンプソンによって定式化された。この説が提唱された後の約10年間で、過去に観測されている 軟ガンマ線リピーター異常X線パルサーなどのさまざまな天体に対する有望な物理的説明として、広く受け入れられるようになった。

形成

超新星爆発によって 恒星が収縮して中性子星になる時、元の恒星が持っていた磁場は劇的に強度が大きくなる(長さのスケールが半分に収縮すると磁場の強さは4倍になる)。ダンカンとトンプソンは、中性子星の磁場は通常でも108 T( テスラ)という強大なものだが、特定の条件ではさらに強い 1011 T 以上になりうることを計算で明らかにした。このような極端に磁場の強い中性子星をマグネターと呼ぶ。

超新星爆発を起こした恒星の質量の約10%は爆発中に失われる。このような大きな星(10 - 30 太陽質量)が ブラックホールではなく中性子星になるには、さらに質量の大部分(およそ80%と考えられる)が失われる必要がある。

超新星爆発の10個に1個は、 パルサーのような標準的な中性子星ではなくマグネターになると見積もられている。恒星が超新星になる前に既に速い 自転速度と強い磁場を持っていた場合にマグネターが作られる。マグネターの磁場は、中性子星の寿命の中で最初の約10秒間に、中性子星内部で核物質が 対流駆動された ダイナモ効果を起こすことによって生まれると考えられている。中性子星が最初に対流速度と同じ程度の速さ(約10ミリ秒程度)で自転していると、対流が星全体で起こり、その運動エネルギーの多くが磁場の強度に変換される。一方、自転の遅い中性子星では対流は局所的な領域でしか生じない。

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