戦略プログラム分野5 全体シンポジウム 2013/03/05-06

銀河系中⼼ブラックホール Sgr A*
周りを運動するガス雲が近点通過時に起こすフレア現象
斎藤貴之
東京⼯業⼤学
理学研究流動機構/ELSI Affiliated scientist
4/1から(?) 地球⽣命研究所(ELSI)共同研究者：牧野淳⼀郎(東⼯⼤)、朝⽊義晴(JAXA)、⾺場淳⼀(東⼯⼤)、⼩⻨真也(NAOJ)、三好真(NAOJ)、⻑尾透(京都⼤学)、⾼橋真聡(愛知教育)、武⽥隆顕(NAOJ)、坪井昌⼈(JAXA)、若松謙⼀(岐⾩⼤学)

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我々の銀河の中⼼
我々の銀河の中⼼

我々はここ！

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5/Jan/2012 Nature• 3 Earth mass cloud
was found in the
Galactic center• Rperi~270 au/Tperi~
2013 Summer• Giant radiation flare
would be observed
due to the massaccretion onto the SgrA*

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IR bandimages
by VLT

Obs

Reconstructedorbit

Gillessen et al. 2012

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P-V diagrams• すでに引き延ばされた構造が観測されている

Gillessen et al. 2012

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Cloudʼs and orbital properties• 質量：~3地球質量• サイズ(Effective R):~15mas ~125 AU

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観測のまとめ• 3地球質量のガス雲G2が銀河中⼼で⾒つかった– このガス雲は Sgr A* へ接近しており、2013年夏に近点(~270 au)を通過する• Sgr A* 周りにある⾼温ガス成分との相互作⽤でクラウドが破壊される(see also Burkert+2012)?
– Sgr A* の活動性が上がるかも！？
– 41 citations (2013年3⽉5⽇)

Observing proposals
2013

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Gas Cloud Wiki

https://wiki.mpe.mpg.de/gascloud/FrontPage
28 Jan 2013

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ESO animation

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Simulation(Schartmann+2012)• 2D, PLUTO(AMR)• 2つのシナリオ

1. コンパクトクラウド
2. 球状シェルガス雲• 状態⽅程式 : 等温ガス、断熱• Sgr A* を取り巻く⾼温ガス– Radiatively Inefficient Accretion Flow (RIAF)• 温度密度分布:~1/r (Yuan+2003)– プロファイルは(ほぼ)固定

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10-510-6

10-710-82012201420162018202020222024

Schartmann+2012

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気になるところ• 軌道⾯2Dのシミュレーションでいいのか？

– 潮汐⼒による軌道⾯に沿った⽅向の延びは表現できても、軌道⾯に垂直な⽅向への圧縮は表現できない– 近点通過速度は〜5000km/s、これの数パーセン
トでも圧縮に使われると相当のエネルギーが近点通過時に放射で出るはず• 形成の諸説には踏み込まず今のG2の形状を表していると思われるコンパクトシナリオを採⽤し、近点通過前後の主に軌道⾯に対して鉛直⽅向の運動に注⽬する

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3次元 G2 シミュレーション• G2、Sgr A*、ホットガスの3成分を N体/SPH法で3次元シミュレーション– 重⼒、流体、放射冷却(optically tin)を考慮– Sgr A* は sink 粒⼦• 3次元⼀様密度クラウド– 3MEarth, 半径 125AU• 軌道パラメータ：Gillessen+2012– 近点通過時刻: A.D. 2013.5• Since A.D. 1995 to A.D. 2033
• ⾼温ガス(RIAF)分布

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Run parameters• 三つの fhot

– fhot=1 : Run 1– fhot=0.1 : Run 2– fhot=0 : Run 3

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Parallel N-body/SPH code：ASURA• C (C99) + MPI• Domain decomp.:Orthogonal Recursive
Bisection• Gravity: Parallel Tree+GRAPE– Hardware accelerators : GRAPE-5/GRAPE-6A/GRAPE7/GRAPE-DR– Software accelerator : Phantom-GRAPE• Assembler tuned software library!!

– Symmetrized Plummer Potential (Saitoh&Makino 2012a)• Hydro：Density Independent SPH(Saitoh&Makino 2012b)• Time integrator: Leap-frog+Individual time steps+Time-step limiter (Saitoh&Makino 2009)+FAST (Saitoh&Makino 2010)戦略プログラム分野5 全体シンポジウム 2013/03/05-06

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Kato et al. (2009)

102 Rs (~102au)
e.g., Marrone et al. (2006)

102-3 Rs (~102-3au)e.g., Aitken et al. (2000)

CND scale (~pc)
e.g., Vollmer & Duschl (2002)

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Sgr A* への降着率
Haloorigin

Cloudorigin

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光度進化

2006.26

2012.022012.74

2013.102013.46

2013.82

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解析的な光度進化の⾒積もり• 次の仮定をする…

1. すべてのガス成分が同じ ascending node を共有した楕円軌道をもつ
2. ガス雲のサイズが 125 au：ascending node からもっとも離れたところで
3. すべてのエネルギーが近点通過時に解放戦略プログラム分野5 全体シンポジウム 2013/03/05-06

ラム圧の影響• ラム圧：• 単位時間あたりのエネルギー• Hot ambient profile と軌道の情報(r-vc;Burkert+2012)を⼊れると:
1. A.D.2000,r2000=6x1016cm、σ=π(125AU)2、dE/dt =2. A.D.2013.5,r2013.5=4x1015cm,σ<1AUx40
AU=40AU2、dE/dt

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まとめ• Sgr A* 周りを運動する3地球質量ガス雲 G2の3次元シミュレーションを⾏った• 潮汐⼒により軌道⾯鉛直⽅向に強く圧縮され、2013年に ~1035 erg/s のエネルギー放出– 104Kまで加熱されたガスからの再結合線– 銀河中⼼のダストに邪魔されない近⾚外線– 放出のエネルギーは、ガス雲のサイズ、質量、密度分布などによる今後の観測のデータとの突き合わせで、より詳細な情報が構築できる– 天⽂学としてはまれな答え合わせのできる研究