Transcript ブラックホール降着流・噴出流によるフィードバック過程の磁気流体

ブラックホール降着流・噴出流による
フィードバック過程の
磁気流体シミュレーション
松元亮治(千葉大理)
講演内容
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共進化のマルチ連結シミュレーション
回転ガス円盤における角運動量輸送過程
降着円盤の大局的3次元磁気流体数値実験
円盤ダイナモとガス降着
降着円盤からのウィンド・ジェットの噴出
ジェット伝播シミュレーション
超臨界降着流のシミュレーション
輻射によるフィードバック
巨大ブラックホールと銀河の共進化のマルチ連結計算
巨大ブラックホールの起源
巨大ブラックホールへのフィーディング
銀河（バルジ）
銀河（１０万光年）からブラック
ホール（１光日）へのフィーディング
初代星形成
銀河（バルジ）形成
銀河核
宇宙論的進化
巨大ブラックホール
巨大ブラックホール形成
初代ブラックホール形成
宇宙誕生後２－３億年
電磁波放射による
銀河へのフィードバック
ジェットによる銀河への
フィードバック
宇宙誕生後１０－２０億年
巨大ブラックホールからのフィードバック
流体系シミュレーションモデルと計算量
流体
計算領域を格子に
分割して差分化
3次元
ρ(t,x,y,z), v(t,x,y,z), P(t,x,y,z)
演算量∝Ｎ3×Nstep
磁気流体
+B(t,x,y,z)
輻射流体
磁気流体
輻射磁気流体
+ Ｉ (t,x,y,z,n,q,f)
輻射流束制限拡散（ＦＬＤ）近似
Ｂ
Ｉ
輻射輸送方程式を解く
Ｎ6×Nstep
+5年
ブラックホールへの質量供給
角運動量輸送問題
GAS
SUPPLY
回転物質が落下するためには角運動量を失う必要がある。
標準理論では粘性ストレス Ｔrφ＝αＰ と仮定
• 降着のタイムスケール
H/r ~ 1
ガス温度に強く依存
• 観測と理論の比較から α ~ 0.01 – 0.1
• 流体乱流では α ~ O(0.001) too small !
(RIAF)
0.1 (slim)
0.01 (thin)
差動回転円盤における磁気
回転不安定性
角運動量
重力
遠心力
Ｒ方向
Angular
momentum
Balbus and Hawley (1991)
ブラックホール降着円盤の
大局的３次元ＭＨＤシミュレーション
Machida and
Matsumoto
2003
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（対数）
α＝ <-BrBφ/4πP0>
α～0.1
time
Machida and Matsumoto 2003
TIME
銀河ガス円盤の磁気流体シミュレーション
（Nishikori et al. 2006)
• 重力ポテンシャル
– ダークマターを含む軸対称ポテ
ンシャル（ Miyamoto 1980)
• 初期条件
– 10kpcで密度最大になる角運動
量一定のトーラス
– 方位角方向の弱い磁場
• r=0.8kpc に吸収境界
• 赤道面対称性を仮定
250*64*319 mesh
シミュレーション結果
2Gyr
3.5Gyr
ρ＋ B
t = 3.8Gyr
方位角方向磁場の逆転
10億年後
方位角方向磁場の逆転機構
＋１
磁気回転不安定性が成長
＋２
－１
パーカー不安定性による
磁束流出
＋２
浮上
－１
銀河中心への降着率
r=0.8kpcにおける
降着率
=3.8Gyr
初期にr=10kpcのトーラス状に n=1/cc のガスが分布して
いる場合。より内側にガスが分布していれば降着率は増大。
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銀河中心核ガス円盤の
大局的3次元MHDシミュレーション
2kpc
Machida and Matsumoto (2006)
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Global 3D MHD Simulation of the
Galactic Center Gas Disk
(Machida et al. 2008)
Loop
銀河中心領域の模式図
磁気的加熱やコロナ形成によってH/r
が増え、降着率が増大するのでは？
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ブラックホール降着円盤とジェット
M87
VLBA
43GHz
VLA+
HALCA
活動銀河中心核（AGN) ジェット
Walker
et al.
2007
電波銀河Ｍ８７中心核から噴出するジェット
VLA（電波）
1017cm
連星系降着円盤（NASA)
銀河系内ジェット天体SS433
磁気流体ジェットの形成
降着円盤からのアウトフロー生成
vz=0.05c の面
磁力線と方位角方向磁場
ジェットの伝播
Jet-terminal
Shock
Internal Shock
Beam
Bow Shock
Cocoon
接触不連続面
密度の対数分布
等高線は圧力
Bφによるジェットの構造変化
密度のグラフ、等高線は圧力
H1
MH-φ
•Bφが加わり
Cocoonが細くな
る
•ジェット先端の
接触不連続面と
Bow Shockの
間が薄くなる
•ジェットの伝播
がBφを入れたほ
うが早い
銀河ジェットへの適用
コクーン
密度
温度
Gaibler et al. 2009
ジェット伝播シミュレーションの課題
• 非一様な密度分布中の磁気流体ジェットの伝
播を3次元シミュレーションによって調べる。
• 磁気流体ジェットとの相互作用による星間ガ
スの加熱を調べる。
• 相対論的MHDシミュレーション
• 円盤から注入される磁場構造への依存性
• 円盤の質量流出率への依存性
降着円盤の輻射流体シミュレーション
降着率
α=0.01 r = 5rg
Advection
RIAF
Slim
Radiation
SADM
表面密度
光学的に薄い
光学的に厚い
Abramowicz et al. 1995
近傍銀河中で発見された
超光度Ｘ線源（ＵＬＸ）
M82
optical
X-ray
NASA/CXC/SAO/
PSU/CMU
Chandra X-ray Image
恒星質量ブラックホールのエディントン
光度を超えるＸ線源が存在
E


cE

E
F
  c E
 3
(opticallythin limit)
(opticallythicklimit)
輻射スペクトル
輻射流体シミュレーション結果
から求めたスペクトル
(Kawashima et al. 2010)
ULXの輻射スペクトル
（Gladstone et al. 2009)
ジェット天体との関係
L > エディントン光度
ＵＬＸ
光学的に厚いアウトフロー
スペクトルはソフト
エディントン光度を超えない
ＳＳ４３３？
VLA（電波）
1017cm
SS433から噴出するジェット
輻射磁気流体シミュレーション
(Ohsuga,Mineshige,Mori,Kato 2009)
基礎方程式
D
   v  0
Continuity Equation・・・・・・・
Dt

Dv
B2   B
GM
 

  
  p 
  B  

F0
Equation of Motion・・・・・・・・ 
2
Dt
8   4 
c
r  rS 

e
4 2





e
v


p


v

4

B

c

E

J
Gas Energy Equation・・・・・・・
0
2
t
c
E0
   E0 v     F0  4B  cE0  v : P0
Radiation Energy Equation・・
t
Maxwell’s Equations・・・・・・
B
4 

  vB 
J
t
c 

輻射に関する項
J
c
B
4
磁場に関する項
次世代降着円盤シミュレータの開発
並列計算機
向き最適化
プラットフォーム : CANS
リーマンソルバ
の改訂
シミュレーショ
ンエンジン
基本課題
ライブラリ
相対論的磁気
流体
輻射磁気流体
ウェブページ
シミュレーショ
ン結果解析
可視化
降着円盤への適用
光学的に
薄 い円盤の
時間発展
ハード・ソフト
状態遷移
光学的に厚い
円盤の進化
相対論的ジェッ
トの形成
輻射によるフィードバック
Urry and Padvani 1995
RHDによるNLRの理論モデル
Susa, Ohsuga, Wada
中心のBH（2e6Msun）+半径20pcの円盤
ionized
中心BHの輻射＋円盤内のSN＋流体
r（pc）-数密度（1/cc）の関係。3040pcまで100-1000 /ccのガスがま
きあげられている。
→NLR?
Face-on
ionized edge-on
緑：60deg
赤: cosin
青: no radiation
Walsh et.al. 2008
まとめ
• ブラックホールへのガス供給：降着時間は円盤
の厚さ(温度）に依存する。H/r=0.1程度なら磁
気乱流による角運動量輸送により、円盤が百
回転するタイムスケールで降着が進む。
• 超臨界降着によるブラックホール成長が可能。
回転軸方向から観測したときの光度はエディン
トン光度を超える。
• 星間ガス中を伝播するジェットはｋｐｃスケール
で乱流を生成し、星間ガスを加熱する。
• 輻射磁気流体シミュレータを開発中。
ＥＮＤ