重力赤方偏移の精密測定による核物質の状態方程式への制限と中性子星の進化過程の解明

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中性子星は、太陽と同程度の質量を持ちながら半径10 kmという高密度天体で、その密度は原子核に匹敵する。その質量と半径の精密測定により、未だに良くわかっていない核物質の状態方程式に制限が加えられることから、精力的に観測が行われている。本年度も、昨年度から継続して、X線観測から中性子星の質量半径比に制限を与えるべく、中性子星を含むX線連星系の観測データの解析を行った。当初の予定では、「ひとみ」衛星の試験観測の期間中に得られるデータを用い、X 線バーストもしくは定常放射中に、吸収線や吸収端が受かっていないか、スペクトル解析を行う予定であったが、「ひとみ」衛星のミッション喪失で実施できなくなったため、代替案として二つの観測データの解析を実施した。一つ目は、連星パルサーGRO J1744－28 の観測データの解析である。「すざく」衛星で観測されたアウトバースト時のデータを用いて、エネルギースペクトルの6 keV 以上に見られる構造が、ゼーマン効果で分離した吸収端で解釈できるかどうか、解析を行った。ゼーマン効果は確認できなかったものの、スペクトル構造が電離吸収帯による部分吸収に起因することを明らかにした。二つ目は、昨年度解析していなかったGRS 1747－312からのX線バースト直後のHXD-PIN データおよびlong tail（バースト後に1時間以上も継続する残光）のデータ解析である。本研究では、将来的な中性子星表面での重力赤方偏移の測定を見据え、中性子星表面でスペクトル構造が最も作られ易いX 線バーストと低質量X 線連星系の周辺環境との相互作用の理解に努めた。この結果、この残光がバーストをトリガーとして一時的に増加した質量降着率によるものであることを明らかにした。