サブミリ波VLBIでブラックホールは、もう見える三好 真

VLBIではAGNのコ
アまじかのジェットは大変よく見える。
←M87.
Junor et. al 00
VLBAによる
４３GHz

しかしブラックホ−ルの周りの降着円盤はみえない。
図はFukue et al 1989。

http://quasar.cc.osaka-kyoiku.ac.jp/~fukue/

ほらいずん望遠鏡：
ブラックホ−ルの周りの降着円盤をみよう。

最初「サブミリなら見えるよ」
以外は法螺
０１年：
高宇連シンポ、宇電懇シンポ、V懇シンポ
０２年： IVS国際シンポ（筑波）、IAU太平洋域ミィーテング
この辺の発表は法螺

Shadow Size of Black Holes 〜５Rs
〜５Rs

SgrA*, central massive black hole at our galactic center has the biggest apparent size Rs=6μａｓ).

SｇｒA*は最重要観測天体

VLBI images of the SgrA* from 5GHz to 43GHz (Lo et al ’99)

核周プラズマによる電波散乱により低い周波数では像がぼける。
ボケはλ＾２で効く

１ｍａｓ
VLBA,86GHｚ〈３．５mm）
Shen et al. (200４)

Apparent Size of SgrA*
Free from Scattering
Effects by Plasma

Ｄｏｌｌｍａｎｎ ｅｔ ａｌ．（２００１））（∝λ＾２）
At mm-, sub-mm wave
length !
So we can expect observe
the intrinsic image atmm-, sub-mm wave
length.

230GHz帯でプラズマによる散乱は本当に晴れるか？
Ｄｏｌｌｍａｎｎ ------もう晴れているらしい-----ｅｔ ａｌ． （２００１））（Bower et al. 2004）

ほらいずん望遠鏡：
ブラックホ−ルの周りの降着円盤をみよう。

２００３年まじめな検討をやってみた。
・分解能 ２３０GHｚ、地上８千kmでOK基線２千ｋｍ程度が役にたつ
・感度 現最高性能２３０GHｚ（１５０K)
記録バンド幅（１GHｚ以上）で足りている。

基線；地上でたりる

南半球
１０局
構成の
場合

クリーン後像モデル

あるいは、多波長観測、理論から予想される構造とのモデルフィッテン
グを行う。。。
（昔の電波干渉計、VLBIで行われた方法）

ほらいずん望遠鏡：ブラックホ−ルの周りの降着円盤をみよう。

２００４年はさらにまじめな検討
・光学的に厚くて中は見えない？ー見える。
（ただし検討計算したのは高橋氏）
・プラズマの散乱は２３０GHｚで晴れる。
（くわしく調べたのはBower et al. 2004)

傾斜角＝４５度

傾斜角＝８０度

２３０GHｚ
Kerr
ホール
ADAF
（H=1)、
軸対称

SgrA*

２３０GHｚでは光学的にあつくて中のBHの影は見えないのではないか？--高橋氏による計算----OK.
Schwarzschild
ADAFH=1軸対称Takahashi
et al (04?)

12Rs

Apparent Size of SgrA*
Free from Scattering
Effects by Plasma

Ｄｏｌｌｍａｎｎ ｅｔ ａｌ．（２００１））（∝λ＾２）
At mm-, sub-mm wave
length !
So we can expect observe
the intrinsic image at
mm-, sub-mm wave
length.

230GHz帯でプラズマによる散乱は本当に晴れるか？
Ｄｏｌｌｍａｎｎ ------もう晴れているらしい-----ｅｔ ａｌ． （２００１））（高橋氏講演、Bower et al. 2004）

ほらいずん望遠鏡：ブラックホ−ルの周りの降着円盤をみよう。
２００１年から２００２年まで「サブミリなら見えるよ」以外は法螺
２００３年、分解能・感度もうOK
２００４年はさらにまじめな検討
・光学的に厚くて中は見えない？見える・プラズマの散乱は２３０GHｚで晴れる（他人）ほらいずん望遠鏡：ブラックホ−ルの周りの降着円盤をみよう。

・赤外やX線天文技術との比較ー
２０〜３０年はサブミリ波VLBIが有利

ほらいずん望遠鏡：ブラックホ−ルの周りの降着円盤をみよう。
２００１年から２００２年まで「サブミリなら見えるよ」以外は法螺
２００３年、分解能・感度もうOK
２００４年はさらにまじめな検討

・光学的に厚くて中は見えない？見える・プラズマの散乱は２３０GHｚで晴れる（他人）・赤外やX線技術との比較ー
２０〜３０年はサブミリ波VLBIが有利
ブラックホールの穴が見えてなにがわかる？
形はメトリックを示す（質量・電荷・角運動量）

あとはサイト調査のみ
地上ＶＬＢＩで２３０GHｚくらいはできる。
ただしサイトを注意深く選ぶ必要がある。
ついでに高周波数VLBI（１００ＧＨｚ以上）に対する偏見を打破する実験が必要（なんとも今までの成果・結果が….
毎回その場しのぎのセットアップ。
天候への考慮なし。そもそも低地サイトが悪い。）

あるいは、多波長観測、理論から予想される構造とのモデルフィッテングを行う。。。
（昔の電波干渉計、VLBIで行われた方法）

SESTは閉鎖中。年間１００万ユーロ（約１億円）で運営できます。南半球一のミリ波電波望遠鏡

サブミリ波VLBI（２３０GHｚー）でブラックホールは、もう見える！
で高橋さんへブラックホールの直接観測に関連するサイエンス
高橋労太
Rohta Takahashi
京都大学基礎物理学研究所

光学的に薄い降着流中で最大回転するＢＨ。
一般相対論的輻射輸送計算により作成。
スピン a/M=0.9999。

次世代天文学―大型観測装置とサイエンス―
２００４年１２月２５日〜２７日＠東京大学

まとめ
ブラックホールの直接観測に関連するサイエンス

メトリックの情報を直接知ることができる① ブラックホール自体に関するもの
質量・角運動量・電荷 ⇒ (恐らく) 余裕で決められる。
余裕で決められる
BH摂動、BH連星 (3C 66B)、BHを貫く磁場 (Wald 1974)、など② 重力理論に関するもの
超強重力場での重力理論の検証、量子重力 (電荷の有無、BH摂動) など③ 強重力場の物理に関するもの
各場所でのスペクトル・時間変動・偏光・相対論効果⇒ エネルギー・角運動量の散逸・輸送過程を直接分解
降着円盤 (定常・非定常)、降着流中の Shock、MRI・磁気散逸過程、ジェット生成噴出過程、Blandford-Znajek 過程、粒子加速の素過程、Strong Lensing効果、偏光と降着流、連星BHへの降着流、磁場形状、など

ＢＨスピンの測定法 ー過去に提案された方法ー
過去に提案された方法
1. QPO (Quasi Periodic Oscillation)＊
2. 降着流の Minimum Timescale＊＊： 空間分解できていない。
3. 蛍光鉄輝線＊⇒ 複数の説明が存在 or
4. Spectral Fitting＊
起源が不明 or5. Bardeen-Peterson効果 or
降着円盤モデルに強く依存⇒ 方法自体にコンセンサスがSpin-induced Precession＊

取られていない。

6. 降着流からのＸ線の偏光＊＊ ＊：将来的に観測される(だろう)＊：ＢＨ周囲の天体の存在を仮定
7. 重力波＊＊近い将来実現可能で、かつ万人が納得するスピン決定方法は存在するのだろうか？
⇒ [Ans.] Yes. ブラックホール影の観測

カー BH での Frame Dragging Effect
エルゴ領域

時空に引きずられた光子軌道
＠赤道面＆最大回転ＢＨ

ＢＨスピンの測定法 ーＢＨ影の観測による方法ー
ＢＨ影の直接観測による方法
回転なし

最大回転

a/M=0

a/M=0.9999

時空の引きずり⇒ 非対称な光の経路⇒ 非対称なＢＨ影の形

光学的に薄い波長で観測する場合
仮定 ① 一般相対論② static black hole
⇒モデル依存性の少ない
シンプルなスピン決定方法※ただし、回転軸の真上から見る場合はＢＨ影の形が円なので物理量が縮退する。

Takahashi (2004)

降着円盤中の回転する BH
カーＢＨ
a/M=0.998(参考)
シュバルツシルトＢＨ
a/M=0降着円盤中のＢＨの影とＢＨスピン0Rin=Rh+の円盤
Rin=Rmsの円盤

45

円盤なし

i=89 [deg]80

円盤の最内縁Æ 影のサイズ
傾き角Æ 影のつぶれ
ＢＨの回転Æ 影の非対称性

a/m=0

降着円盤が存在してもＢＨ影からＢＨスピン決定が可能。

0.50.998

Takahashi (2004, ApJ, 611, 996)

ＢＨ電荷測定 or 中性性の検証
ＢＨは電気的に中性であるのか？
どのようにそれを確かめるのか？
電荷を持つ場合には、観測的に求められるか？

電荷なしの場合電荷を持つ場合のＢＨ影の輪郭を記述する式
式の中にスピン・電荷・傾き角の縮退はない

実線：電荷あり、スピンa/M=0.5
点線：電荷なし、スピンa/M=0.5
特に、ＢＨ影の最大幅がTakahashi (2004,submitted)＜電荷の効果＞① ＢＨ影のサイズが小さくなる。
ホライズン② 回転している場合は縦長になる。
ＢＨ角速度より小さい場合はＢＨは必ず電荷を持つ。

結論：ＢＨの電荷は測定できる。

BH の影とスピン・電荷
a/M=0Takahashi (2004, submitted)

・ホライズン・ＢＨである条件

a/M=0.5

・ＢＨの角速度a/M=0.7

a/M=0.999

i=0[deg] i=45[deg] i=89[deg]太線 : 最大電荷
細線 : 電荷なし

スピンの効果Æ 影の非対称性
電荷の効果
Æサイズを小さくする

まとめ
ブラックホールの直接観測に関連するサイエンス

メトリックの情報を直接知ることができる① ブラックホール自体に関するもの
質量・角運動量・電荷 ⇒ (恐らく) 余裕で決められる。
余裕で決められる
BH摂動、BH連星 (3C 66B)、BHを貫く磁場 (Wald 1974)、など② 重力理論に関するもの
超強重力場での重力理論の検証、量子重力 (電荷の有無、BH摂動) など③ 強重力場の物理に関するもの
各場所でのスペクトル・時間変動・偏光・相対論効果⇒ エネルギー・角運動量の散逸・輸送過程を直接分解降着円盤 (定常・非定常)、降着流中の Shock、MRI・磁気散逸過程、ジェット生成噴出過程、Blandford-Znajek 過程、粒子加速の素過程、Strong Lensing効果、偏光と降着流、連星BHへの降着流、磁場形状、など