It is thought that Soft Gamma-ray Repeaters (SGRs) are neutron stars with ultrastrong magnetic fields of 10(14)-10(15) G ('magnetars'), which are 100-1000 times stronger than ordinary pulsars. SGRs occasionally emit giant flares whose total energy amounts to ~ 10(46) erg. Since SGRs are located in our Galaxy, observed gamma-ray fluxes exceed those of X-class large solar flares by several orders of magnitude. Therefore, it was impossible to obtain the peak profiles as well as the energy spectra by using X-ray/gamma-ray detectors on satellites because of saturation problems. New alternative methods were needed to observe these bright phenomena.

We developed a new method of celestial gamma-ray observation by utilizing a plasma particle instrument (LEP) on GEOTAIL satellite. Solar flare gamma-rays were unexpectedly detected with the particle detector. Using these gamma-rays, we determined sensitive energy range and effective area of the plasma particle detector for high-energy photons. We compared the time profiles of LEP with hard X-ray light curves observed with Hard X-ray Telescope (HXT) on YOHKOH satellite. We found that the LEP time profiles significantly correlated with 53 - 93 keV light curves, indicating that LEP detected penetrating photons above ~ 50 keV. The effective area was also determined by estimating the photon fluxes from YOHKOH/HXT observations. SGR 1806-20 emitted a giant flare on 2004 December 27. We obtained the peak profile of this event for the first time and determined the total emitted energy as 4.2×10(46) erg, assuming the distance of 15 kpc.

GEOTAIL also detected gamma-rays from SGR 1900+14 giant flare on 1998 August 27. In this case, photons irradiated the satellite from obliquely above. The incoming direction is different from solar direction, and hence we could not directly apply the above calibration result. To investigate the absorption and/or scattering of incident photons inside the satellite, we performed Monte Carlo simulations using GEANT4. We also measured detection efficiency of the particle detector for gamma-rays. By combining these results, we determined the sensitive Consequently, we revealed the peak profile for the first time and determined the total emitted energy as 4.3×10(44) erg, assuming the distance of 15 kpc.

Based on the light curves observed with GEOTAIL, we presented a possible energy release scenario of SGR giant flares. We found two different timescales in the rise profiles,and interpreted them using magnetar model. Initial steep rise would reflect magnetospheric instabilities, while subsequent intermediate rise implies large scale fracturing of magnetar's crust, which would be triggered by the former instabilities. As a result, magnetic energy stored in the internal wound-up field lines are released.

To constrain the energy spectrum of SGR 1900+14 giant flare in 1998, we utilized the Earth's ionosphere. The ionosphere has been monitored by Very Low Frequency (VLF) radio waves. Gamma-rays from the giant flare unusually ionized the lower ionosphere, and the ionospheric disturbance was detected as a large amplitude change of the VLF signal. By model calculations and comparisons with the VLF data, we have found that the spectrum during the most intense period was one temperature (kT=240 keV) optically thin thermal bremsstrahlung. Standard trapped fireball model which explains spectra of short repeated bursts is difficult to account for this one temperature spectrum. We discuss possible emission scenarios of the initial spikes of SGR giant flares.

軟ガンマ線リピーター(SGR)は、中性子星の一種で、他よりも100倍から1000倍もの強力な磁場をもつ天体であると考えられている。この天体はときに、巨大なフレア現象(増光現象)を起こし、その総放射エネルギーは10(46)ergにのぼる。フレアの物理機構にせまる上で、最大光度時付近の放射の、変動履歴やエネルギースペクトルは、欠くことができない重要な情報である。しかし、放射されるガンマ線があまりにも強いため、X線/ガンマ線天文衛星搭載機器の観測能力限界を超えてしまい、これらの情報を取得するのが困難であった。本論文では、地球磁気圏観測衛星の粒子計測器と、地球電離圏とをそれぞれ天体ガンマ線計測器として用いるという新しい手法を開発し、この課題に取り組んだ。その結果、SGR巨大フレアの、放射フラックスの最大値と変動時間スケールとを可能な限り正確に評価し、エネルギースペクトルに制限を課すことに成功した。SGR巨大フレアのエネルギー解放物理機構の理解を大きく前進させた、高く評価できる論文である。

第1章は先行研究のレビュー、第2章は観測装置の説明、最後の第6章で結論が与えられている。論文の主要な結果は第3章から第5章までに記述されている。

第3章では、地球磁気圏観測衛星GEOTAIL搭載の粒子計測器を、天体ガンマ線の計測器として用いるための手法の開発と、実際のSGR巨大フレア2件についての観測結果とが述べられている。この観測では、磁気圏周辺のイオン・電子を直接取得計測する粒子機器を、開発意図以上の用途に用いた。そのため改めてキャリブレーションが、具体的には、天体ガンマ線に対する感度とくに光子エネルギー依存性の理解が必要であった。そこで太陽フレア由来のガンマ線を較正光源とする手法を用いた。太陽フレア放射強度は、太陽観測衛星「ようこう」硬X線望遠鏡取得データから見積もった。また、粒子計測器が光源に対して開口していないため、到来ガンマ線は衛星本体を透過・散乱しながら進行し計測器に到達する。これを明らかにするためMonte Carloシミュレーションを援用した。考えうるあらゆる較正をほどこした結果、GEOTAIL粒子計測器の取得データから、SGR巨大フレア2件の50keV以上のガンマ線放射光度を見積もり、SGR 1806-20(2004年12月27日発生)4.9×10(47) erg/sec、SGR 1900+14(1998年8月27日発生)は2.3×10(46) erg/secという値を得た。また、放射時間変動から、時間スケールが1.6 msec以下の急激な増光に続いて、3-9 msecのややゆるやかな増光という2段階の増光現象とその特徴的時間スケールを見出した。これらの値は、いずれもこの観測以外の手段では取得することが不可能であり、まさに新しい到達点であると審査委員会は評価した。手法そのものも独創的なものであり、また較正についても徹底的に追及されていて、与えられた系統誤差の見積もりも妥当であり信頼できる。

第4章では、第3章の結果をふまえSGR巨大フレアの物理機構について議論している。2段階の増光時間スケールが存在することから、2段階のエネルギー解放機構が関与していると考えた。フレアの第1段階でSGR磁気圏の不安定性がおこり、第2段階では、先の磁気圏不安定によりトリガされた中性子星クラスト(表面地殻)の大規模な変動がおこり、中性子星内部に閉じ込められていた強力な磁場のエネルギーが解放される。この章で述べられている物理機構についての議論は、現在えられている限られた情報から引き出せるものとしては妥当なものであると審査委員会は評価した。

第5章では、地球電離圏を天体ガンマ線計測器としてもちいる方法を追求した。これによりSGR巨大フレアのガンマ線光子エネルギースペクトルに制限をつけるのが目的である。地球電離圏低層の電子密度が到来ガンマ線により変動し、超低周波(VLF)電波の伝播が影響をうけることを利用した。その結果、到来ガンマ線スペクトルが、光学的に薄い単一温度(kT = 240keV、kはBoltzmann定数)プラズマからの熱制動放射として矛盾しないことを見出した。このことからもSGR巨大フレアの物理機構に制限がつけられた。

論文は共同研究の部分もあるが、論文提出者が主体となって研究を行っており、論文提出者の鋭い洞察力がなくては完成しなかったのは言うまでもない。本人の寄与が十分にあると考えられる。

以上の理由により、博士(理学)の学位に十分に値すると認める。