Transcript ブラックホール降着流の大局的3次元磁気流体数値実験（ppt形式）

ブラックホール降着流の大局的
３次元磁気流体数値実験
松元亮治 (千葉大理)
ブラックホール降着円盤
Active Galactic Nuclei＝
Black Hole + Accretion Disk
降着円盤の磁気的活動性
天体磁気活動現象
「ようこう」衛星搭載の軟Ｘ線望遠鏡で撮影した太陽コロナと太陽フレア
太陽フレアとそのモデル
Shibata et al. 1995
降着円盤における角運動量
輸送問題
• 重力エネルギーを解放するためには、円盤物質の
角運動量を抜き取る必要がある
– 磁気流体ジェット形成に伴う磁気制動
– 円盤内部での外向きの角運動量輸送
• αディスクモデル: trf = aP
a = 0.01-0.1 >> 分子粘性
• 流体乱流
ストレステンソルの非対角
成分が対角成分に比例
- 差動回転に起因する流体不安定性
- 対流
- a = O(0.001) ： 小さすぎる
• 磁気乱流
ブラックホール候補天体の特徴：
激しいＸ線時間変動
Cyg X-1からのX線強度変化
(Negoro et al. １９９５）
GRS1915+105のＸ線強度（上）と
hard/soft比（下）の時間変化
（Belloni et al. 1997)
ブラックホールのロゼッタストーン：
マイクロクエーサーＧＲＳ１９１５＋１０５
VLAで観測した電波強度
分布の時間変化(Mirabel
et al.1994)
Mirabel and Rodriguez (1998)
ブラックホール候補天体の状態遷移：
ハードステートとソフトステート
Cyg X-1のハードステートの
スペクトル
ソフトステート（high state)のスペクトル。
円盤からの黒体放射成分が存在する。
降着円盤のモデル
• 標準降着円盤モデル (ＳＡＤＭ）
– 光学的に厚く、幾何学的に薄いケプラー円盤
=
Qrad
Qvis
• 移流優勢円盤モデル (ＡＤＡＦ）
Qadv = Qvis
光学的に
厚いＡＤＡＦ
薄いＡＤＡＦ
降着円盤の熱平衡曲線
温
度
電子･陽電子対
生成を行なうよう
な高温円盤
ＡＤＡＦ
Ｑ＋ ＞Ｑ－
ＡＤＡＦ
Ｑ＋ ＞Ｑ－
Ｑ－ ＞Ｑ＋
光学的に
薄い円盤
ＳＡＤＭ
光学的に
厚い円盤
表面密度
降着円盤の熱平衡曲線（２）
Abramowicz et al. 1995
降着率
Slim
ADAF
SADM
面密度
光学的に
薄い
光学的
に厚い
白鳥座Ｘ－１のＸ線ショット
Ｘ線ショット：時間対称なＸ線強度変化
とピーク時のスペクトル硬化が特徴
（Negoro et al. 2001）
表面密度
Ｘ線ショット
半径
Cyg X-1からのX線強度変化
（根来ら１９９５）
時間
高密度塊降着による時間対称Ｘ線強度
変化のモデル（Manmoto et al. 1996）
ＱＵＥＳＴＩＯＮＳ
•
•
•
•
•
角運動量輸送機構は何か。降着円盤モデ
ルのαの値を決定することができるか？
ブラックホール候補天体のＸ線強度時間
変化の原因は何か。それを再現できる
か？
低光度降着円盤の構造は移流優勢降着
流（ＡＤＡＦ）モデルによって記述できる
か？
降着流は準定常的になるか？
アウトフローの生成条件は何か？
差動回転円盤における磁気
回転不安定性
Angular
momentum
Balbus and Hawley (1991)
磁場強度によらず、回転のタイムスケール
で不安定が成長する。
k//vA=(15/16)1/2Ωの時に最大成長率(3/4)Ω
成長率
波数
計算機の中に降着円盤をつくる
Astrophysical Rotating Plasma Simulator
(ARPS)
基礎方程式
∂ρ
+∇(ρ v) = 0
∂t
∂v
(∇× B) × B
ρ
+ ρ( v •∇) v = －∇P +
+ ρg
∂t
4π
∂B
= ∇× ( v × B) + η∇2B
∂t
∂ρ ε
+∇(ρ ε v) + P∇v = QJ + Qvis－Qrad
∂t
降着円盤の大局的３次元ＭＨＤ
数値実験（Newtonian)
Initial Condition
b = Pgas/Pmag=100
カラー：密度分布 赤：磁力線
After 10 Rotation Period
200*64*240 grid points
Matsumoto 1999
磁気エネルギーの時間変化
ORBIT
磁気ループ浮上と円盤コロナ形成
Machida et al. 2000
Magnetic Field Lines and Isosurface of Magnetic
Field Strength for a model Starting from β＝１
ブラックホール候補天体からのＸ
線強度の激しい時間変動
Ｃｙｇ Ｘ－１の時間変動（左図）と
時間変動のパワースペクトル（上図）
シミュレーション結果をもとに計算
したジュール加熱率の時間変化
Joule Heating
Rate
Power Spectrum
of Time
Variation
Kawaguchi
et al. 2000
PASJ 52,
L1
電流密度のフラクタル構造
赤道面付近のJ/ρの分布
クラスターサイズの分布
(Kawaguchi et al 2000)
ブラックホール降着流の散逸性
3次元磁気流体数値実験
Machida and Matsumoto (2002)
初期条件と計算モデル
中心天体の重力ポテンシャル ：
pseudo-Newtonian potential φ=
角運動量 ： 初期に一定
- GM/(r-rg)
ｒg : シュバルツシルト半径
R=50rgにおいて
ガス圧/磁気圧 ＝β ＝ １００
磁気レイノルズ数 Rm= 2000
ｒ＝２ｒｇで吸収境界条件
太陽フレアシミュレーションと同じ異常抵抗モデルを採用
η= min[ 0.05, max [{(J/ρ) – vc}2/Rm , 0.0] ]
密度分布
t = 30630 -130rg<r<130rg
Zoom up : Innermost Region
赤道面密度の時間変化
( -0.5 < logρ < 0)
3000 rg/c
∥
50rgでのKepler周期
∥
0.03 M/Mo
プラズマβ（ガス圧と磁気圧の比）の
時間変化
磁場増幅
Rm=100
β～１０の準定常
状態に至る！
R < 10Rg の平均
(Machida et al.
2002)
回転円盤内縁で
は５００回転以上
降着率時間変化のＰＳＤ
ＰＳＤ
Ｆ＾（－１．
５）
円盤内縁領域のエピサイ
クリック振動数。１０太陽
質量のブラックホールの
場合、１００Ｈｚ
振動数
観測されたCyg X-1
のPSD
赤道面の密度分布と磁力線
全体の密度分布と磁力線
Ｔ＝３０５９０
（r<60）
中心付近の密度分布と
磁力線（r<10）
遠方は磁気乱流状態。１０ｒｇより内側では双対称渦状磁場
（ＢＳＳ）が形成される。密度分布は一本腕構造が卓越。
Maxwell Stressの非対角成分
＜‐BrBφ/４π＞/<P>の時間変化
外側(20 < r< 40 )
内側（4< r < 10 )
α～0.1
α～0.03
TIME
TIME
角運動量分布：
ケプラー分布に漸近
テスト粒子の
角運動量変化
点線はケプラー分布、実線はt=29000から
31000の平均角運動量分布
磁力線形状の変化
30570
30610
30590
30630
矢印は磁気
リコネクション
によって形成
された閉じた
磁気ループ
太陽フレアと降着円盤フレア
リコネクション
密度分布
T=30590
T=30610
T=30630
密度分布の時間変化。円で囲んだ領域では磁気リコネクション
によって発生した衝撃波の伝播が見られる。矢印は磁気リコネ
クションに伴って円盤回転と逆向きの流れが発生している領域。
円盤内縁領域での磁気エネルギー解放
ジュール加熱
T=30590
電流密度
磁気エネル
ギー
T=30610
降着率
T=30630
time
電流密度と磁力線の時間変化
X線強度の時間変化
ピンク：熱制動放射、 緑： ジュール加熱率
まとめ
X-ray shot
磁気乱流状態
小スケールの
電流シート形
成と磁気エネ
ルギー解放
大規模リコ
ネクション
渦状密度構造が卓越
BSS磁場構造を形成
大スケールのストレス層
（電流シート）形成
宇宙ジェットの大局的磁気流体
シミュレーション
磁気流体ジェットの加速機構
Blandford and
Payne 1982
Maruyama and
Fujimoto 1987
Lovelace et al.
1991
Steady Model of Axisymmetric Jet
(Kudoh and Shibata 1997)
Along a Magnetic Field Line
内田・柴田メカニズム
磁気拡散効果を含めた数値実験
(Kuwabara et al. 2000 PASJ)
ideal
Mildly
resistive
3D Structure
T=0
T=25
T=33
T=40
T=0
T=25
T=33
T=40
T=0
T=25
T=33
T=40
Works in progress :
Implementation of
general relativistic code
Study the time evolution of rotating
black holes with a rotating torus.
Simulate how much energy is
extracted through magnetic fields.
Koide, Shibata, Kudoh,
and Meier 2002, Science
一般相対論的ＭＨＤ数値実験
(Koide et al. 1998,1999,2000)
V ～0.93c (Γ=2.7)
まとめ
• ブラックホール降着流の大局的３次元散逸性
MHD数値実験を行った。
• Ｒ＜１０ｒｇの領域では磁場が双対称渦状（BSS)
構造を示し、１本腕の密度構造が卓越する
• 高密度領域がブラックホールに吸い込まれた後、
BSS磁場中の電流シートで磁気リコネクションが
起き、磁気エネルギーが解放される
• シミュレーション結果はブラックホール候補天体
Cyg X-1で観測されているX線ショットに先立つ
増光、ショット中のスペクトル硬化等を再現する