講演資料

ブラックホールと宇宙ジェット
松元亮治（千葉大理）
地球シミュレータプロジェクト
「宇宙の構造形成とダイナミックス」
銀河形成
太陽活動
ブラックホールと
宇宙ジェット
ブラックホールを探る
「すざく」 打上
（２００５．７．１０）
ブラックホールと宇宙ジェット © JAXA
ブラックホール
• 重力が強いために光さえも逃げ出せなくなっ
た天体
アインシュタインの発想
• 重力は空間の性質
– 質量を持つ物質は空間をゆがませる
一般相対論から予測されること
• 重力によって光が曲がる
– 重力レンズ
• 水星の近日点移動
– 楕円軌道からのずれを説明
• 重力による時間の遅れ
– ＧＰＳで利用
• 宇宙膨張
• ブラックホール
ブラックホールはなぜ見える？
M. Makita and T. Matsuda
ブラックホールに落下する物質
が作る回転円盤：降着円盤
回転物質がゆっくり落下することにより、
重力エネルギーを輻射などのエネルギー
に変換：宇宙重力発電所
ブラックホールはこう見える
J. Fukue 1988
ブラックホール候補天体白鳥座Ｘ－１
電波天体
故 小田 稔 博士
Ｘ線強度が
ミリ秒で変動
Negoro 1995
白鳥座Ｘ－１がブラックホールである証拠
• M > 中性子星の質量の上限値
M
伴星の吸収線の時間変化
V
R
i
r
m
銀河系中心の巨大ブラックホール
宇宙ジェットと降着円盤
活動銀河中心から噴出するジェット
原始星近傍から噴出する
ジェット（Burrows 1995)
宇宙ジェットのふたつのモデル
開いた磁力線に沿う
磁気遠心力加速
閉じた磁気ループの膨張
による磁気タワージェット
Blandford & Payne (1982)、
内田・柴田 (1985)
Lynden-Bell & Boily (1994)
加藤・林・松元 (2004)
シミュレーションコード：ＣＡＮＳ，ＡＲＰＳ
•
•
•
•
•
ACT-JSTプロジェクト
で開発した天体電磁
流体シミュレーション
用の統合コード
3次元電磁流体コード
のプラットフォーム＋
さまざまな物理過程、
シミュレーションモデ
ルのモジュールに
よって構成
ＣＡＮＳは宇宙シミュ
レーションネットラボ
ラトリーシステムの一
部として公開中
ベクトル並列計算機
向きに最適化
ＭＰＩを用いて並列化
電磁流体方程式の差分化
基礎方程式
∂ρ
+ ∇( ρv ) = 0
∂t
ρ
(∇× B) × B
∂v
+ ρ( v •∇) v = －∇P +
+ ρg
∂t
4π
∂B
= ∇× ( v × B) + η∇2 B
∂t
∂ρ ε
+ ∇( ρ ε v ) + P∇v = QJ + Qvis－Qrad
∂t
格子点（カー
テシアン座標
の場合）
領域
分割
シミュレーション結果
準定常ジェットの形成
at z = 3
Mass Flux
Angular
Momentum Flux
Density distribution at t = 25
Time
Kuwabara et al. (2005)
ジェットは安定に存在できるか？
３次元シミュレーション (Kigure et al. 2005)
磁場が弱い場合のシミュレーション結果：
非軸対称不安定性の成長
Kuwabara et al. (2005)
Rm=150
t = 38
高速回転によるジェットの安定化
安定
領域
磁力線の
捻れが大
きい領域
超音速
領域
回転速度
磁気タワージェットのシミュレーション
磁気タワージェットの形成
Kato, Hayashi, Matsumoto (2004)
降着円盤の大局的3次元
磁気流体シミュレーション
初期条件
１０回転後
β = Pgas/Pmag=100
200*64*240 grid points
Matsumoto 1999
降着円盤モデル最大の課題：
角運動量輸送機構
角運動量
磁気回転不安定性 （Balbus and Hawley 1991)
ブラックホール降着円盤の
散逸性磁気流体シミュレーション
(Machida and Matsumoto 2003 ApJ )
重力ポテンシャル ：
φ= - GM/(r-rg)
角運動量 ： 初期に一定
初期磁場 ： 方位角磁場
Pgas/Pmag = β＝ １００ at 50r_g
異常電気抵抗
η= (1/Rm) max [(J/ρ) /vc– 1, 0.0]
2
250*64*192mesh
降着円盤の形成
初期状態
t=26350
unit time t0=rg/c
磁気エネルギーと角運動量輸送率の
時間変化
磁気エネルギー
<BrBφ/4πP0>
α～0.1
β= Pgas/Pmag
～ １０
time
TIME
形成された降着円盤の激しい時間変化
(Machida and Matsumoto 2003)
ジュール加熱
T=30590
電流密度
磁気エネルギー
T=30610
電流密度分布（カラー）と磁力線（白線）
降着率
T=30630
time
白鳥座Ｘ－１の時間変動
シミュレーション結果との比較
時間変動スペクトルの再現に成功！
ＰＳＤ
f
-0.9
-1.5
f
1Hz
100Hz
白鳥座Ｘ－１の観測結果
frequency
シミュレーションから求めた時
間変動のパワースペクトル
最近の結果：クールな円盤の進化
密度分布
方位角
磁場分布
By
T
ρ
降着円盤の鋸歯状振動の発見
（Machida and Matsumoto 2005)
降着率
ジュール加熱率
ブラックホール候補天体で観測される振動
McClintock and
Remillard 2004
ＬＦＱＰＯ
ＨＦＱＰＯ
ブラックホール候補天体の進化の解明：
ブラックホールのロゼッタストーンGRS1915+105
光
度
赤外線
電波
Ｘ線、赤外、電波の時間変動
（Mirabel and Rodriguez 1998)
超高速電波ジェットの噴出
(Mirabel et al.1994)
ブラックホール候補天体の
状態遷移の謎に迫る
Remillard 2005
光度
Hard state
Soft state
10
10
100
KeV
光学的に厚く
冷たい円盤
色
100
KeV
光学的に薄く
暑い円盤
従来の降着円盤モデルの問題点
ハードステート円盤は暗すぎる！
Abramowicz et al. 1995
降着率
Slim
Advection
Radiation
ADAF
SADM
表面密度
光学的に
薄い
光学的
に厚い
状態遷移のシミュレーション結果
密度
温度
方位角磁場
磁気圧で支えられた円盤の形成
黄色い領域で磁気圧が優勢になっている
状態遷移前
状態遷移後
状態遷移過程における磁気圧優勢
円盤の形成
輻射冷却
β＝ガス圧/磁気圧～10
ガス圧で支えられた光学
的に薄い高温円盤
冷却
β< 1
磁気圧で支えられた光学的に
薄いクールな円盤
光学的に薄い円盤の新たな熱平衡解の発見
(Matsumoto and Machida 2005)
降着率
磁気圧で支えら
れた円盤
Slim
Radiation
ADAF
SADM
表面密度
光学的に
薄い
光学的
に厚い
マイクロクェーサーGRS1915+105の新モデル
光学的に薄
い高温円盤
冷却
Low β
disk
プラズモ
イド噴出
まとめと今後の課題
• 3次元のグローバルな磁気流体シミュレーションにより、降着
円盤の形成と降着円盤からのジェットの形成過程を再現した。
• 磁気タワー形成に伴うジェット形成機構をシミュレートし、回
転軸方向に絞られたジェットが形成されることを示した。
• ブラックホール候補天体で観測される1/fノイズ的な激しい時
間変動とバースト的なフレア現象を再現した。
• クールな降着円盤で鋸歯状振動が励起されることを示し、観
測される低振動数と高振動数の準周期振動を再現した。
• シミュレーション結果にヒントを得て、磁気圧に支えられ、光
学的に薄く明るい状態にある円盤の熱平衡解をみつけた。
これにより、降着円盤の進化過程におけるハードステートと
ソフトステートの間のミッシングリンクを埋めることができた。
• 今後の課題：解像度依存性のチェック、一般相対論化、シン
クロトロン放射、コンプトン散乱などの輻射過程、光学的に厚
い輻射輸送の組み込み、「すざく」による輝線観測との比較