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Accumu Vol.7-8

天文学のニュートレンド(降着円盤)

大阪教育大学助教授

京都大学理学博士

元京都コンピュータ学院講師

福江 純

会議風景(立っているのが加藤正二氏)
会議風景(立っているのが加藤正二氏)

…え! ホントに明日からやんの?

…こんな状態で乗り切れるんやろか?

会議当日に配る資料の袋詰め作業をしながら,ちょっと不安になった。招待講演者はちゃんとくるんだろうか。受付の打ち合わせも,会議の段取りも詰め切れていない。うちの学生が発表するポスター原稿の最終版もまだだ。いや,自分の発表の準備さえもまだ途中までしかできていない。低気圧が近づいているらしく体調も悪い。ええい,なるようになれぇ! 会議前日の夕刻である。

そして一夜明け…降着円盤に関する国際ワークショップ「Basic Physics of Accretion Disks(降着円盤の基本的な物理)」が,1995年10月22日(日)から27日(金)にかけて,京都コンピュータ学院京都駅前校で開催された。

ナラヤン夫妻(両脇)とマイヤ氏(真中)
ナラヤン夫妻(両脇)とマイヤ氏(真中)

招待講演者の一部を並べてみると,この分野の第一人者である,スウェーデンはイエテボリ大学のマレク・アブラモヴィッチ氏(「スーパーマリオブラザーズ」のマリオそっくり),「バルバス=ホーリィ」不安定として名前を馳せた,米ヴァージニア大学のS・バルバス氏(手も足も早そうなプレイボーイタイプ)とJ・ホーリィ氏(いわゆるマッドサイエンティストタイプ),X線バースターの理論モデルを立てた,米イリノイ大学のフレッド・ラム氏(押しの強そうなオッサン),この分野の草分けの一人,ドイツはマックスプランク研究所のF・マイヤー氏(70歳ぐらいなのにすっごい元気),やはり降着円盤の第一人者の一人,米スミソニアン天体物理学センターのラマッシュ・ナラヤン氏(上品なインド系アメリカ人),銀河円盤の第一人者,米タトガー大学のJ・セルウッド氏(結局話せなかった),激変星のモデルの第一人者,米テキサス大学のクレッグ・ホイーラー氏(ブラックホールに関するSFも書いている才人),やはり激変星円盤の権威,東京大学の尾崎洋二氏,原始惑星系円盤の権威,国立天文台の観山正見氏と林正彦氏,そして,会議の主催者側である,京都大学の加藤正二氏,稲垣省五氏,嶺重慎氏,私メこと大阪教育大学の福江純。

こっちの不安をよそに,いざ蓋を開けてみると,国外からは20数名,国内からは約50名,この分野の大物が勢揃いしたすごい会議になった。

会議が大成功したのがつい嬉しくて,初っぱなから自画礼賛になったが,ちょっと心を落ちつけて,会議の主題であった<降着円盤>の話をしよう。

□はくちょう座X-1の発見

もし季節が夏になったら,そして晴れた夜ならば,ちょっと戸外に出て空を見上げて欲しい。天空を流れる大河(天の川)の上に,翼を広げた“はくちょう”が羽ばたいているのが見えるだろう。そのはくちょうの首のところに,そいつはいる。

1960年代初頭,当時マサチューセッツ工科大学にいたブルーノ・ロッシとリカルド・ジャコーニらは,X線検出器(ガイガーカウンターの一種)をロケットに積んで大気圏外に打ち上げた。太陽からのX線を検出するのが目的だったが,まったく予想外にも,さまざまな天体が強いX線を放射していることが発見された。宇宙X線源の発見であると同時に,X線天文学の開幕だった。

ロケット観測が始まるとすぐに,はくちょう座の方向にも強いX線源が存在することが発見され,<はくちょう座X-1>(はくちょう座X線源No.1)と命名された。しかし残念ながら当時のX線検出器の分解能は非常に悪く,はくちょう座X-1が光で見えるどの星と対応するのかが,決定できなかった。

その後,1960年代を通して,日本の気球観測やアメリカのロケット観測,そして1970年末に打ち上げられた世界最初のX線衛星ウフルによる観測によって,はくちょう座X-1の位置は次第に追い詰められ,ついに1971年,はくちょう座X-1の位置にO9型の9等星が存在することが突き止められたのである。

はくちょう座X-1の位置にあったのは,HDE226868(ヘンリー・ドレーパー・カタログという星のカタログの226868番目の星)という名前を持つ青白い星である。ところが太陽のような普通の星は,可視光の光こそたくさん放射するが,X線や電波はあまり出さない(もし太陽からはくちょう座X-1ほど強いX線が出ていたら,ぼくたちは存在していない)。はくちょう座X-1のX線も,HDE226868という星自体から出ているはずはなかった。

案の定,1971年の秋には,この青い星が別の天体と連星系になっていることが発見された。すなわち青い星から放射される水素の線スペクトルの波長を精密に測定したところ,スペクトル線の波長が5.6日の周期で規則的に変動することがわかったのである。これは連星系内で青い星がもう一つの天体のまわりを公転運動するために,青い星から出た光が(規則的に)ドップラー偏移したためだと考えられた。5.6日の周期は,連星の公転周期だったのだ。

青い星の相手の天体は光では確認できなかったが,X線はこの相手の天体から出ているに違いなかった。すなわちこの相手の天体こそがはくちょう座X-1の本体なのだ。この段階に及んで,はくちょう座X-1は世界中の天文学者の注目を浴びることになった。そして現在,このはくちょう座X-1は,ブラックホールの候補の最右翼だと信じられている。その理由は,一言で言えば,“質量”である。

光で見えている青い星HDE226868の質量は,もしこの星が主系列星ならば,星の理論から太陽の約30倍だと考えられる。一方,光では見えない相手の天体の質量は,連星系の運動の解析から見積ることができて,太陽の10倍程度だと推定された。もし相手の天体が普通の星ならば,(太陽の30倍程度の質量の青い星が見えているのだから)当然のこと,光でも見えるはずである。ところが見えないということは,相手の天体が普通の星ではないことを示している。

さらにX線の詳しい観測から,はくちょう座X-1からのX線が,0.1秒から0.001秒くらいの非常に短い時間で不規則に変動していることが発見された。こんな短時間でX線が変動するためには,X線を出している天体の大きさが非常に小さくなければならず,せいぜい300km以下だと推定された。

質量は太陽の10倍もありながら,普通の星よりはるかに小さい天体と言えば,地球ぐらいの大きさの白色矮星,半径10kmぐらいの中性子星,そしてブラックホールに限られる。しかし,星の理論から,白色矮星の質量には上限があり,太陽の質量の1.4倍より重い白色矮星は存在できない(チャンドラセカール限界質量)。さらに中性子星の質量もせいぜい太陽の質量の2倍ないし3倍程度であることがわかっている。

非常に小さく,しかも白色矮星や中性子星の質量上限をはるかに超える天体:はくちょう座X-1。この天体こそ,提唱されて何十年もの間,理論家の夢想の産物とされたブラックホールに外ならなかったのである。

ここで,素朴な疑問という奴。はくちょう座X-1のようなブラックホール天体から,いかなる仕組みでX線が放射されているのだろうか? ブラックホールとは何もかも飲み込む存在ではなかったのか?

□降着円盤とは

図1 降着円盤の形成
図1 降着円盤の形成

先に述べたように,はくちょう座X-1の実体は,太陽の30倍程度の質量を持つO9型の青い超巨星HDE226868と,太陽の10倍程度の質量を持つブラックホールからなる連星系だと考えられている。公転周期は5.6日と短く,連星系の中でもいわゆる近接連星系と呼ばれるものの一種である。

このような近接連星系では,超巨星とブラックホールの距離が近いため,星の外層大気がブラックホールの重力によってはぎとられてしまう。はぎとられた大気(ほとんど水素ガスである)は,ブラックホールの重力圏に流れ込むが,連星系が公転運動をしているために,ガスはブラックホールのまわりを渦巻くように落込み,ついには回転するガスの円盤を形成することになる(図1)。このようなまわりから降り注いできたガスによって天体周辺に形成される回転ガス円盤のことを「降着円盤(アクリーションディスク)」と呼んでいる(図2)。ガスは回転しながら降着円盤内を次第にブラックホールに向かって落下していき,最終的にはブラックホールに吸い込まれてしまう。

図2 降着円盤(アクリーションディスク)
図2 降着円盤(アクリーションディスク)

近接連星系において,降着円盤は,ブラックホールのまわりだけでなく白色矮星や中性子星の周辺でも形成され,さまざまな活動現象を引き起こすために,天文学では近年とくに重要視されている(古本屋で拙著『降着円盤への招待』を探して下さい)。はくちょう座X-1のようなブラックホールを含むX線連星でも,そのX線活動の主体は降着円盤にあるのだ。

降着円盤を構成しているガスの主成分は電離した水素ガスすなわち水素プラズマで,ヘリウムや他の重元素も若干含まれている。基本的なモデルでは降着円盤は平べったく(幾何学的に薄いという)軸対称な円盤状で,不透明(光学的に厚いという)である。直観的には平たい星をイメージすればよい。もっとも単に平たい星というだけではなく,降着円盤はブラックホールを中心として回転している。ガスは降着円盤の中を,太陽系の惑星のように,中心ほど早い回転角速度で回っている。回転角速度が半径によって異なる回転の仕方を差動回転と呼ぶが,幾何学的に薄い降着円盤のガスの回転の仕方は,ケプラーの法則にしたがうので,ケプラー回転と呼ばれる。

さてケプラー回転している降着円盤の場合,太陽系の惑星と異なって,ガス同士が互いに接しているために,隣接するガス層の間で(回転角速度が違うために)摩擦が働く。その結果,ガスは加熱され,電磁波を放射し始める。ガスの回転速度は中心に近いほど大きいため,加熱の割合も中心ほど大きく,ガスの温度は中心に近いほど高くなる。またガスは,その温度に応じた電磁波を放射するので,降着円盤の外部領域では赤外線や可視光線が,中心に近くなると紫外線やさらにはX線・ガンマ線が放射される。

はくちょう座X-1などで観測されるX線は,ブラックホール自身から放射されているわけではなく,ブラックホールの近傍で高温になったガスから放射されているのである。

このような強烈なX線放射のエネルギー源は,突き詰めていけば,ブラックホールに落下していく際に,ガスがブラックホールに対して持っていた重力エネルギー(位置エネルギー)が姿を変えたものである。規模こそ異なるが,水力発電で水を落下させタービンを回して,水の位置エネルギーを電気エネルギーに変換するのと仕組みは同じなのだ。すなわち,中心のブラックホールのつくる重力勾配が川の落差に,降着円盤がダム湖に,ガスの回転が川をせき止める機構(ダム)に,摩擦がタービンに対応する。

□X線スペクトルの特徴

ところでX線連星の片割れがブラックホールだと断定するためには,その質量を見積るのがもっとも確実な方法だが,実際には多くの場合,質量ははっきり求まらない。そこで次善の策として,何かブラックホール特有の性質はないだろうか,ということになる。

そういう観点から調べてみると,中性子星を含むX線連星とブラックホールを含むX線連星では,そのX線スペクトルの特徴がかなり違うことがわかってきた。

スペクトルというのは,プリズムで太陽光を虹にわけるように,天体からやってくる光を波長でわけたものである。普通は,横軸に波長(あるいは振動数),縦軸に各波長での光の強さを描いたグラフ(「スペクトル図」と呼ぶ)を用いて,天体の性質を論じる。

X線領域では,光は波というよりはむしろ粒子のように振舞うので,スペクトル図の横軸は,波長(振動数)ではなくエネルギーでとることが多い。すなわち振動数が低くエネルギーの小さいX線(「軟X線」と呼ぶ)から振動数が高くエネルギーが大きいX線(「硬X線」と呼ぶ)までX線領域をわけ,各エネルギーでどれだけのX線光子が飛来してきているかをグラフにするのである。

図3 スペクトル
図3 スペクトル

さて中性子星やブラックホールを含むX線連星について,X線スペクトルを作成してみると,それらが大きく四つのタイプに分類できることがわかってきた(図3)。

まず中性子星を含むものには,X線パルサー型と熱放射型がある。X線パルサー型では,軟X線領域ではX線強度がほぼ一定だが,硬X線領域で強度が急に落ちる。このタイプのスペクトルを示すX線連星では,X線の強度が周期的に変化するのだが,その原因が強い磁場を持った中性子星の自転によるものだと考えられているため(X線パルサーと呼ばれている),中心に中性子星があることがわかっている。

熱放射型では,X線スペクトルはカーブを描きながら硬X線側で落ちていく。これは非常に高温のプラズマガスから放射されるX線特有のスペクトルで,中性子星表面近傍の高温プラズマから放射されているものだと思われる。熱放射型で中心に中性子星があるという証拠は,このタイプのスペクトルを示すX線連星では,しばしば急激にX線が強くなるX線バーストという現象を起こすのだが,それが中性子星表面の爆発現象だとわかっているためだ。

一方,ブラックホール天体からのX線スペクトルは,中性子星の場合とは違った形をしている。スペクトルには「ハイステート」と呼ばれる状態と「ローステート」と呼ばれる状態の二つがある。

ハイステートと呼ばれるスペクトル状態では,軟X線の強度が強く,X線のスペクトルはほぼ1000万度の熱放射(黒体輻射)に近い。中性子星の場合にも熱放射型があるが,その温度は約2000万度である点が異なる。またブラックホールの場合には,硬X線の領域で裾を引いているのが特徴だ。この軟X線の強いハイステートは,軟状態とも呼ばれる。

ローステートでは,軟X線から硬X線にかけてだらだらと伸びた,“べき乗型”というスペクトルになる。ローステートでは硬X線も結構出ているので,ローステートを硬状態とも呼ぶ。またローステートではX線の強度が,数秒から数十ミリ秒で不規則に変化することが観測されている。このような不規則なX線時間変動も中性子星では見られない。

さらにブラックホール天体では,一つの天体が,あるときはハイステートになったり,またあるときはローステートになったり,スペクトル状態が切り替わる現象も観測されている。

□X線スペクトルの解釈

ブラックホールを含むX線連星のX線スペクトルには,軟X線の強いハイステートと軟X線から硬X線まで伸びたローステートの二つがあることを述べた。ブラックホールのまわりに渦巻く高温ガスでできた降着円盤という描像で,これらのX線スペクトルを説明できるのだろうか?

まずハイステートの軟X線成分について。先にも述べたように,大まかに言って,この成分は約1000万度の高温ガスから放射される熱放射に近い。ブラックホール近傍の降着円盤のガスの温度も大体その程度である。もっとも細かく言えば,降着円盤の温度は場所(ブラックホールからの距離)によって異なるのだが,その効果を考慮して詳しく計算した結果,軟X線成分は,降着円盤内部領域からのX線放射(熱放射)によって非常によく説明できることがわかっている。したがって,現在では,軟X線成分はブラックホールのまわりの降着円盤の確かな証拠だと考えられている。

図4
図4

一方,ローステートなどの硬X線成分。こいつがくせものである。はっきり言って,この硬X線成分がどのような機構で放射されているのかについて,まだ完全に解明されていない。硬X線成分の起源を説明するモデルとして,現在の所,「2温度円盤モデル」と「円盤コロナモデル」という二つのモデルが頑張っている(図4)。

ブラックホールのまわりでは,降着円盤は非常に高温になっており,ガス-水素ガスは陽子と電子とにほぼ完全に電離している。ただし標準的な降着円盤のモデルでは,陽子の温度と電子の温度は等しいとしている。しかしあるモデルでは,降着円盤の内部領域が標準的なモデルより非常に高温になっており,おまけに陽子の温度が電子の温度よりかなり高いと想定されている…たとえば,電子が10億度くらいで陽子は1兆度!くらい(温度が二つあるので,“2温度”と呼ぶ)。硬X線は,そのような2温度の領域から放射されている,というのが一つの可能性だ。

一方,円盤コロナモデルでは,普通の降着円盤の上下に,降着円盤を挟むように,非常に高温のコロナが存在していると考える。ちょうど表面温度6000度の太陽の上空に,数百万度の温度のコロナが存在しているようなイメージだ。ただし降着円盤コロナの場合は,降着円盤の表面温度は数千万度で,上空の降着円盤コロナガスの温度は1億度とか10億度ぐらいだったりする。このような高温のコロナから硬X線が放射されているとするのである。

ただ,さまざまなX線の観測事実をうまく説明するには,どちらのモデルも,いま一つ決定打がないというのが現状である。しかしながら,(数千万度という)高温で軟X線を放射している降着円盤の近くに,(数億度という)さらに高温で硬X線を放射するコロナ成分が存在しているのが,ブラックホールの場合の特徴であることは,確かなようだ。

□降着円盤の新しい流れ<降落円盤>

図5 Narayan,yi&Mahadevan(1995)
図5 Narayan,yi&Mahadevan(1995)

降着円盤内のガスは,ブラックホールのまわりを,ブラックホールからの重力と回転に伴う遠心力がほぼ釣り合う状態で,回転運動している。その結果,ガスの回転速度は中心に近づくほど速くなる。このような回転は,先にも述べたように「ケプラー回転」と呼ばれている。そして高速で回転しながら,渦を巻きながら,中心に向かってゆっくり落下している,というのがこれまでの標準的な描像である。そしてまた,それなりに成功を収めてきた描像である。

このような標準的な見方で説明できる現象も多々あるのだが,一方,どうしても説明のつかない現象も結構あって,とくにX線などの観測データがたまるにつれ,困った問題になってきていた。先で述べたX線スペクトルの問題もその一つである。

そのような行き詰まり状態を打開するために,この数年,注目を浴び始めているのが,“アドベクション・ドミネイティド・ディスク”というモデルである。黙読するだけでも舌を噛みそうなので,和訳はまだないが,以下では,「降落円盤」と呼ぶことにしよう。

さてその“降落円盤”というのはどんなモデルかというと,ようするに,ガスは円盤内を,回転速度と同じくらいの速度で中心に向かって落下している,というモデルなのだ。

“何ソレ!?”と目を点にしないで欲しい。降着円盤といえば(中心への落下がゆっくりな)ケプラー回転というのが,この20年ぐらいのセントラルドグマだったんだから。中心への落下速度が大きい,というのは,ものすごい発想の転換なのである。

で,その“降落円盤”の取り柄は何かというと,一言でいえば,ガスが冷える間もなく落下してしまうために,中心付近でガスの温度が非常に高温になれるという点なのだ。標準的な降着円盤だと,ガスは途中で光りながら(そして冷えながら)ゆっくり落下するので,ブラックホールなどの近くでのガスの温度はせいぜい数千万度にしかならない。しかし,“降落円盤”だと,モデルのパラメータにもよるが,比較的容易に,数億度から数千億度になれるのだ。X線のローステートなどにとっても,バッチグーである。

現在,世界では,大きく三つのグループ…スウェーデンのマレク・アブラモヴィッチたちのグループ,アメリカのラマッシュ・ナラヤンたちのグループ,そして京都大学の加藤正二や嶺重慎たちのグループが,“降落円盤”の研究をめぐって,鎬を削っている。そして時満ちた1995年の10月に,京都で“降落円盤”をメインテーマとした国際ワークショップが開かれることに相成ったというわけである。

最初にも述べたように,大物がこれだけ一同に会したことはなく,コーヒーブレイク中も議論が続き,国際会議としては大成功の部類に入ったと思う。ぼく自身はといえば,会議が進むにつれだんだん調子も上がっていき,ほとんど毎日呑むことになって,最終日なんか呑み足りなかったぐらい。いやいや,もちろん呑んでばっかりじゃなく,世界の最先端の状況も知ることができたし,自分たちの仕事の紹介もできたし,初めての英語の口頭発表もなんとか無事終えられたし,ほんとすっごく栄養になった濃い1週間だった。

最後になったが,今回の会議の開催にあたっては,京都コンピュータ学院には大変お世話になった。会議の2日目に長谷川学院長のご好意で行われた琴(箏)のコンサートも,外国からのお客さんにはたいそう好評だった。この場を借りて深く感謝したい。

参考文献

福江 純『降着円盤への招待』講談社ブルーバックス

宇宙科学研究所ビデオシリーズ第4巻『ブラックホールをさぐる』

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福江 純
Jun Fukue
  • 大阪教育大学助教授
  • 京都大学理学博士
  • 元京都コンピュータ学院講師
  • 著書『SFと科学する』講談社(石原藤夫氏と共著)『降着円盤への招待』講談社『SS433伝説』恒星社(訳書)『ブラックホールの世界』恒星社

上記の肩書・経歴等はアキューム7・8号発刊当時のものです。