中性子星の衝突でマグネターが誕生する仕組み
すべての中性子星は極めて強い磁場を持つが、その中でも特異な天体がある。マグネターと呼ばれる中性子星の約1%は、通常の中性子星の磁場よりも1,000倍強い磁場を備えている。この異常な磁場はソフトガンマ線リピーターや高速電波バーストといった激しい現象を引き起こす原因だと考えられている。しかし、こうした超強磁場がどのようにして生まれるのかについては、これまで明確な説明がなかった。
日本のスーパーコンピュータFUGAKUを使用した最新の研究が、この謎に光を当てている。研究チームは連星中性子星の衝突シミュレーションを実施し、低質量の中性子星ペアが合体する過程を詳細に追跡した。シミュレーション上では、質量の等しい典型的な中性子星を想定し、磁場強度を約3兆ガウスに設定している。これは通常の中性子星の磁場の上限に近い値である。
衝突直後に起きる乱流が磁場を増幅
興味深いことに、シミュレーションでは2つの星が接触した直後の数ミリ秒以内に、劇的な変化が起きている。接触領域内の中性子流体が、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性（Kelvin–Helmholtz instability）と呼ばれる物理現象に陥るのだ。この現象は流体の乱流化を意味する。ろうそくの火を吹き消すとき、ろうそくの芯から立ち上る煙はじめは滑らかな流れだが、上昇するにつれて渦巻いてランダムになっていく。その遷移点がケルビン・ヘルムホルツ不安定性である。
この乱流が極めて重要な役割を果たす。流体の混合作用により、中性子物質が完全かつ急速に撹拌される結果、磁場が大幅に増幅される。この混合過程は星全体に波及し、磁場を巻き込みながら広がっていく。その果てに合体後の中性子星が持つ磁場は、初期の磁場強度の300倍以上に達する可能性があるという。シミュレーション上でもさらなる乱流が磁場を強化する余地があるが、現在の計算能力では追跡の限界に達する。
特筆すべきは、この磁場増幅のプロセスが約1ミリ秒という極めて短い時間で完結することだ。この迅速な現象は、星の衝突の進行方向を左右する可能性があり、やがて形成される中性子星の構造にも影響を与える可能性がある。マグネターが中性子星の合体を通じて生じうることは明確だが、その詳細なメカニズムを完全に理解するには、さらなる研究が必要となる。
出典: Universe Today
