ブラックホール周囲の降着・噴出流はどこまでわかったか？
〜最新の成果と課題〜
Radiation MHD jetclumpy disk windaccretiondisk

大須賀 健 (国立天文台)

自己紹介• 生まれ；秋田県• 大学；北海道大学工学部（電気伝導度の研究）• 大学院；筑波大学（AGNのトーラスの研究）• ポスドク；京都大学, パリ天文台, 立教大学, 理化学研究所• ブラックホールの研究はポスドクになってから• シミュレーションはポスドク３年目から

若手のみなさんへ• 研究テーマは自分で決めよう！
• まず先生をちゃんと選ぼう.
• 先生にもらったテーマは研究の練習. 生涯のテーマは自分で.
• 「指導教員の名前の無い論文を書いてこそ一人前」• 自分の専門は誰よりも深く. でも他の分野もちゃんと知ろう！
• 天文学全体の中で自分の研究がどういう意味を持つのか, どういう位置づけにあるのか, 本当に重要なテーマなのか, いつも考えよう.
• 時には研究テーマを変える勇気を持つことも大事.

今、何が問題なのか？
高エネルギー天体物理学的観点から• ジェットの加速機構と収束機構• 円盤風の形状と加速機構• 円盤の構造と時間変化, ガス噴出との関係

宇宙論的天体形成論の観点から• 巨大ブラックホールの形成メカニズム,急速成長と成長停止• 巨大ブラックホールと銀河の共進化

巨大BHの急速成長と成長停止
z=7.1のQSO 巨大ブラックホールは宇宙誕生のMortlock et al. 2011

数億年後に既に存在→急速成長のメカニズムは？

巨大ブラックホールはもう成長していない→なぜ成長が止まるのか？

巨大BHと銀河の共進化
Gültekin et al. 2009

BH質量

銀河中心の巨大BHと母銀河のバルジの質量に相関がある→巨大BHの形成が銀河進化を制御したのか？
銀河の進化が巨大BHを引き起こしたのか？
銀河バルジの質量ジェット＆円盤風
ジェット
電波ローブ

ガス円盤
(サイズは太陽系程度)

ジェット
銀河本体

巨大ブラックホール(太陽の100万倍〜10億倍の質量)

電波ローブ(1年で太陽1個分のガスを吸い込む)•磁場加速か？輻射加速か？
•ブラックホールのスピンは重要か？
•成分は陽子＋陽電子プラズマか？
•なぜ細いのか？
円盤風

ジェット

BH

•ライン加速か？磁場加速か？
•大量のガスが噴き出すのはなぜ？
•ガス雲が存在するか？
•分裂の原因は何か？

円盤の時間変動とジェット
Disc-jet coupling in H1743-322

明るくて突発的にジェットが出る！

明るさ

軟X線が強い15

明るくて
硬X線が強いMiller-Jones et al. 2012see also Fender et al. 2004, 2009

硬X線/軟X線

暗くて硬X線が強い

ジェットパワーブラックホール降着/噴出現象の研究意義
宇宙物理の諸問題に深く関わる重要な研究課題！
高エネルギー天体現象の解明

最新の観測データの解釈(ex. ガンマ線バースト, 銀河中心核,次世代観測プロジェクトのサポート

ブラックホール連星)(ex. Astro-H, TMT)

高エネルギー物理輻射スペクトル計算

ブラックホールへのガス降着＆ガス噴出
ガス降着

巨大ブラックホール形成論

星間ガスへのエネルギー供給

巨大BHと銀河の共進化輻射磁気流体シミュレーション；
三種の降着円盤およびジェットの統一的理解へ向けて

RADIATION-MHD SIM.
(NON RELATIVISTIC)+t( v)+te+tE0+t
B=t· ( v) = 0·BB
4vv· (ev) =p|B|2p+8=4· v + 2 J2
c4+B + c E0· (E0 v) =· F0v : P0 + 4Bv

4Jc4J=c

B

B

RHD terms

cF0

MHD terms

c E0THREE DISK MODELS
Abramowicz et al. 1995

Slim Disk
NLS1? ULX?

RIAF/ADAF
LLAGN
Low-Hard (BHBs)
Standard Disk
SeyfertHigh-Soft(BHB)

Magnetic effects
Radiative CoolingRadiation ForceRIAF
YESNONO

Standard
YES
YESNO

Slim
YES
YES
YES

Slim Disk

Standard Disk
Shakura & Sunyaev 73

Ichimaru 77; Narayan, Yi 94

重力E=大

重力E=中

重力E=小落下

落下

落下

回転の運動E

回転の運動E

回転の運動E

MRI

MRI

MRI

Abramowicz et al. 88

Reconnection

磁場E & ガスの熱E

磁場E & ガスの熱E

放射/吸収
輻射E
L

Reconnection

放射/吸収
輻射E

0.1Ṁ c

BH 観測者

2

L

ADAF/RIAF

Reconnection

磁場E & ガスの熱E
放射/吸収
輻射E

0.1Ṁ c2

観測者

L

0.1Ṁ c2

BH 観測者

BH disk<Black body>
ULXs, NLS1s<Black body>high-soft state
Seyfert, QSOs

<PL emission>
low-hard state
LLAGNs磁場と輻射の重要性(1)
1/2 ページ = 左右 80 ミリ × 天地 70 ミリ

輻射冷却円盤の多様性は輻射冷却効率の違いで生まれる

1/2 ページ = 左右 80 ミリ × 天地 70 ミリ

降
着率
降
着率

ブラックホール
断面図

スリム円盤

ブラックホール

スリム円盤

高温高密度円盤(Slim disk)→高温度黒体放射を説明
エディントン限界
エディントン限界

標準円盤
標準円盤

低温高密度円盤(標準円盤)→低温度黒体放射を説明

ライアフ
ライアフ

高温低密度円盤(RIAF/ADAF)→高エネルギーX線放射を説明

磁場と輻射の重要性(2)
図 7-6

1/2 ページ = 左右 80 ミリ × 天地 70 ミリ

磁気回転不安定水平方向の磁場が増幅
ガスが角運動量を失って落下
水平方向への磁力線の引き伸ばし・真横から見た断面図

1/2 ページ = 左右 80 ミリ × 天地 70 ミリ

磁気浮力不安定垂直方向の磁場が増幅
垂直方向への磁力線の引き伸ばしA

円盤

ブラックホール

円盤

AB

A

磁力線

B

A

ブラック
ホール

A
●が上へ動くと、垂直方向へ磁力線が引き伸ばされる・真上から見た図AA

BB

ジュール加熱増幅された磁場が散逸し、ガスが加熱磁場と輻射の重要性(3)
1/2 ページ = 左右 80 ミリ × 天地 70 ミリ

磁気圧加速
輻射圧加速
1/2 ページ = 左右 80 ミリ × 天地 50 ミリ
渦巻き状の磁力線構造が生み光の力でジェット噴出出す磁気圧でジェット噴出

図 8-6

磁場の力でジェッェットを加速ジェット（ガスの流れ）

光の力でジェットを加速
ジェット

ガス
円盤

光

ブラックホール

円盤

光の力がガスを押す！

磁力線

磁力線のばね効果：
ぐるぐる巻きになるとビヨーンと伸びる

跳ねあげられたガスが飛んでいく

ブラックホール

ガスが円盤表面から飛び出て、ジェットとして飛んで行く

多次元輻射磁気流体計算(輻射輸送+磁場+流体+重力)荷電粒子は磁力線に引っかかっていることを忘れずにが必須！

Ohsuga et al. 2009, PASJ, 61, L7; Ohsuga, Mineshige 2011, ApJ, 726, 2Standard type

RIAF typeRadiation Energy& Magnetic Fields

Normalized
DensiySuper-Eddington(Slim) type

Our RMHD simulations succeeded in reproducing
three types of flows (Super-Eddington, standard, RIAF)

エディントン限界以上の吸い込みは可能か？

SUPER-EDDINGTON 降着
円盤吸い込みなら可能かもしれない！

・球対称・円盤ガス

光

光

光の力が降着を妨げないの
光の力>重力のため降着不可能
で可能？
吸い込み失敗吸い込み成功光の力で光の力はガスが吹き飛ぶ
ガスの吸い込みを邪魔しない
Super-Eddington降着は可能である(1970年代からの問題に決着！)→超巨大ブラックホールの急速成長はsuperEddington降着で説明できる

RMHD jet. The accretion flow (the gas mass density, brown) and the RMHD
are plotted. The high-speed jet (∼ 0.6c − 0.7c) is represented by blue. White
ressure tensor (color), Pzz
0 , overlaid with the radiation-pressure force vectors
e the magnetic pressure from the azimuthal component of the magnetic fieldridional plane is projected on the right wall surface. The color bar corresponds
displayed only in the region in which their values are larger than 1010 dyn/g.
timescale at several tens of the Schwarzschild radius (rs ).

RADIATION-MHD JETS

Centrifugal
1210Lorentz

gravitycentrifugal
gasradiation
Lorentz

vertical components of forces
10105101520r/rs

253035r/Rs

anel: The vertical profiles of the gravitational force (black), the gas-pressure) at r = 10 rs . The solid lines and the dashed lines indicate the outward force
ble for the jet acceleration. Right panel: The radial profiles of the gravitationaln), the radiation-pressure force (red), and the Lorentz force (blue), at z = 40
outward force. We understand that the Lorentz force is responsible for thes, and the shadowed areas indicate the jet region in which the outflow velocity

Radiatio
nforcGravity
ez

10gravity
gasradiation
Lorentz

f at r = 10 rs [dyn/g]

101211r

f at z = 40 rs [dyn/g]

horizontal components of forces

Fig. 1. Bird’s-eye view of the luminous accretion flow and the associated R
jet in which velocities exceed the escape velocity (the velocity, white, blue)lines indicate the magnetic field lines. The zz-component of the radiation-p(arrows) on the meridional plane is projected on the left wall surface, whil
2 /8π, overlaid with the Lorentz force vectors (arrows) on the mer(color), Bϕ2
to the logarithmic value of Pzz
0 and Bϕ /8π. The arrows on each wall are d
Each quantity is time-averaged over 1 s, which corresponds to the accretion

10110

10

20

3040z/rs

50

60

7080z/RsFig. 2. Acceleration and collimation mechanism of the RMHD jet. Left pforce (green), the radiation-pressure force (red), and the Lorentz force (blueand the inward force, respectively. The radiation-pressure force is responsibforce (black), the centrifugal force (magenta), the gas-pressure force (greenrs . The solid lines and the dashed lines indicate the inward force and thecollimation of the jet. In both panels each quantity is time-averaged over 1 s
exceeds the escape velocity.

Takeuchi, Ohsuga, Mineshige. 2010, PASJ, 62, L43

Our RMHD simulations reveal a new type of jet;
Radiatively-accelerated and magnetically collimated jet

THERMAL COMPTON AND
BULK COMPTON jet㻌ᬮ䛛䛟‽┦ᑐ䝣䜯䞁䝛䝹 䞉 䜰㻌ᬮ䛛䛟‽┦ᑐㄽⓗ㏿ᗘ䛾䝣䜯䞁䝛䝹 䞉 䜰䜴䝖䝣䝻䞊WithoutCompton

With only thermal Compton㻌ᬮ䛛䛟‽┦ᑐㄽⓗ㏿ᗘ䛾䝣䜯䞁䝛䝹 䞉 䜰䜴䝖䝣䝻䞊㻌ᬮ䛛䛟‽┦ᑐㄽⓗ㏿ᗘ䛾㻌෭䛯䛟㧗ᐦᗘ䛺䝣䜯䞁䝛䝹 䞉 䜰䜴䝖䝣䝻䞊ప㏿䜰䜴䝖䝣䝻䞊

㻌෭䛯䛟㧗ᐦᗘ䛺ప㏿䜰䜴䝖䝣䝻䞊wind㻌෭䛯䛟㧗ᐦᗘ䛺ప㏿䜰䜴䝖䝣䝻䞊㻌෭䛯䛟㧗ᐦᗘ䛺ప㏿䜰䜴䝖䝣䝻䞊

⾪ᧁἼຍ⇕㡿ᇦ BH
㻌㍽ᑕᅽඃໃ෇┙⾪ᧁἼຍ⇕㡿ᇦ

㻌㍽ᑕᅽඃໃ෇┙⾪ᧁἼຍ⇕㡿ᇦ
㻌㍽ᑕᅽඃໃ෇┙㻌㍽ᑕᅽඃໃ෇┙Thermal &Bulk Compton

BH
BH

disk

BH

Trapping
photons

Spectra become harder by not only thermal comptonization 2
ffects of Comptonization on the SEDs for a model with Ṁ = 200LE /c . The
Ohsuga et al. 2012
but also bulk comptonization. Kawashima◦◦

displays spectrum for a face-on observer (0 −10 ) without Compton scattering.

COMPARISON WITH ULXSSimulated SED

Simulated SEDs are similar
with observations.

14

X-ray obs. (Gladstone et al. 2009)

J. C. Gladstone, T. P. Roberts & C. Done

相対論的輻射磁気流体方程式
質量保存則
誘導方程式
tB +(vB) = 0

ガスのエネルギー保存
t EMHD +· mMHD = G0

ガスの運動量保存

輻射のエネルギー保存
t Er +· Fr =G0

輻射の運動量保存特殊相対論シミュレーション；輻射加速と輻射抵抗

高速アウトフロー輻射力で効率的に加速
中速アウトフロー輻射抵抗で速度が抑制

Takahashi & Ohsuga in prep.

円盤風の発生と分裂

CLUMPY DISK WINDULXs
UFOs in AGNs
Clumpy disk wind is suggested toTime variation of blueshifted (~0.1c) Fe
explain the time variation of theabsorption lines are observed in ~40% of
M. J. Middleton,
ULXs. T. P. Roberts, C. Done & F. E. Jack
AGNs, implying that powerful, clumpy,8 andhigh velocity outflows exist (Tombesi et al.
Middleton et al. 20112010-12).

ULX

AGN

Clumpy disk wind

BH

Figure 8. Cartoon of a physical model for high mass accretion rate sources.
disc (red) distorted by a photosphere (orange) which is the base of the radiat
thick Comptonisation which is stable and blue indicates the most energetic regiComptonisation or a power-law to higher energies. This is outside of the bandp
GRS 1915+105 and certain NLS1s where the optically thick Comptonisation ca
that, in the ULXs where variability is suppressed, we are viewing them directly(hence they are close to face-on), but those which are highly variable such asJet

連続光による輻射加速型円盤風

ClumpyOutflow

accretion

Super-Eddington disk+ Radiation Pressure
driven, Magneticallycollimated Jet
Takeuchi, Ohsuga, Mineshige 2013

Time-dependent, Clumpy
outflow with wide angle (20°~50°)

Short colloquium @NAOJ 2012/12/19

もう一つの輻射加速; LINE DRIVEN WIND

#%!A,9)><"$•Matter is accelerated by (UV) line absorption by metals•X-ray works to prevent the launching the wind since the8@C@CD5B30*
metals are over-ionized.
')><→Line driving is efficient for the case of super-massive BHs.
!3/ #- $.&' (" Nomura, Ohsuga, et al. 2013

!3/(c)Nomura

4%2 &'1$. $. $.

, UVX UV X4=0)!3

+* A+* B+* C

UV -
100Rs1+100~1000Rs1000Rs1&/ 76

X4 / .( 2:Line force ;  76AX4 B3Line force;  UV B3Line force ? SIMULATIONS OF LINEDRIVEN WIND(c)Nomuramagnitude between h \ 90¡ and h D 89¡, as might beexpected of a density proÐle determined by hydrostaticequilibrium. For 70¡ [ h [ 89¡, the wind domain, o, varies
between 10~19 and 10~17 g cm~3. For h [ 70¡, density
decreases gradually to so low a value that it becomes necessary to replace it by the numerical lower limit o . The
minradial velocity at 1000r \ 8.8 ] 1016 cm has a broad peak*for 72¡ [ h [ 82¡ with the maximum of 15,000 km s~1 ath D 75¡. On both sides of the peak the velocity is close tozero.
The photoionization parameter is very high, D107, forh [ 70¡ because of the very low density. However, it drops

SPECTRAViewing angle-dependence
50°
57°

Proga et al. 2000, 2004

3

E LE [erg(erg/s/erg)]
10100 1000

104

105106IMPACT OF ACCRETION DISK WINDS ON THE X-RAY SPECTRA OF AGNs. II.

UVThe test run with i \ 0.4 g~1 cm2 correspondsituation in which q \X q . Thus, the disk gas thatXUV
ciently shielded from the X-rays is also shielded fr
UV photons from the central object. Such gas canlifted from the disk surface by the disk UV radiat
fails to gain momentum in the radial direction.
The fact that the disk wind can be launched
external shielding material implies that our solut
depend on the location of the inner computationalr . We have run several tests with r \ 50r and r \ii*ito check this (the remaining model parameters wethe models shown in Figs. 1 and 2). We found t67°

62°

FIG. 3.ÈSequence of density maps for the model from Fig. 2 after 13.3, 14.6, and 16.47 yr (left, middle, and right panels, respectively). Notetime-dependent Ðne structure near the base of the wind and the time-dependent large-scale structure associated with the fast stream at the polar angl

③105

10.5

12
Energy (keV)

510E LE [erg(erg/s/erg)]
110100 1000

1040.1
0.01

Time variation

IMPACT OF ACCRETION DISK WINDS ON THE X-RAY SPECTRA OF AGNs. II.
106No. 1, 2009

V transmitted X-ray spectra (ELE ) from five different LOSs, with different inclinations, through the hydrodynamic simulation of an AGN outflow
The spectra were calculated with xscort (v5.18) using snapshot 800 of the PK04 simulation to provide self-consistent physical outflow properties.
ower-law spectrum is shown in black. The spectra correspond to inclinations of θ = 50◦ (red), 57◦ (green), 62◦ (blue), 65◦ (cyan), and 67◦ (purple).
hosen to highlight the range of spectral shapes that result from the different physical properties throughout the simulated wind.
his figure is available in the online journal.)
Table 1
Total LOS Column Densities for Each of the Nine LOSs Presented Here
30◦
50◦
57◦
61◦
62◦
64◦
65◦
67◦

0.1

NH,tot (×1024 cm−2 )Schurch et al. 2009◦②

4.37 × 10−4
0.245
1.48
2.14
2.95
0.5
12510
3.56
4.74
Energy (keV)
14.9
Figure 3. The 0.3–13 keV transmitted X-ray spectra (ELE ) from a 62◦ LOS through the initial t = 0 snapshot (800, red), the t = 4.4 × 106 s snaps

0.01

Inclination Angle (θ )10velopment has been made in the field; see, e.g.,).
esented here also assume a pointlike continuum
osing a purely radial LOS to the central source
ation origin), this allows us to neglect thew velocity component (i.e., vθ and vφ ) whentransmitted spectrum. However, we note thatcessarily be the case in AGNs. For an extended
ce, the nonradial velocity components will add
mponent of broadening to the line profile. Theties may, in fact, dominate the absorption profile①

まとめと若手のみなさんへの期待• ブラックホール周囲の高エネルギー現象を解き明かすためには多次元輻射磁気流体力学シミュレーションしか手段が無く, 近年ようやく可能となってきた.
• 我々は三種の円盤, ジェット, 円盤風のシミュレーションに世界で初めて成功したが, これは統一的理解の第一歩に過ぎない. たくさんの謎が残されている.
• BHにまつわる理論研究は決して簡単ではありませんが, 始まったばかりの分野であり若手の皆さんが活躍できるチャンスがたくさんあります. 是非参入を！