2020年度 第50回 天文・天体物理若手夏の学校

次世代のブラックホール天文学（入門）筑波大学計算科学研究センター
大須賀 健
Credit: EHT Collaboration

自己紹介• 筑波大学計算科学研究センター所属• ブラックホール（理論）が専門• 京大, 東大, 千葉大, ダーラム大などと共同研究

スーパーコンピュータ：富岳

スーパーコンピュータ：Cygnus

筑波大宇宙物理理論研究室
秋葉原 つくば1210円

構成員〜４０名（うち教員６名）
研究テーマ
宇宙論・銀河・星・惑星・ブラックホールなどなど

天文学のグランドチャレンジ
構造の起源
長
成
成のぎ
形
ン
ゆら
天体
グバ
度
代ッ
密
初
ビ銀河

恒星

惑星

現在の宇宙
ブラックホール

138億年前

物質の起源
138億年前

ン
バ
グ
ビッ
元素合成

星
新超爆発

星間雲
分子分子形成

円盤系
星

惑
原始

複雑な有機物惑星

生命ブラックホール天文学の課題
ブラックホールの何を解明すべきなのか？
(1) ブラックホールは存在するのか？
(2) ブラックホールはどう形成され、どう成長するのか？
(3) 宇宙の進化にどう影響を与えるのか？
解明の第一歩となるのがブラックホール降着円盤＋アウトフロー
ガス降着および輻射＆アウトフロー

ブラックホールの百年史
1915-16年：
一般相対性理論発表
ブラックホールの予言

1930年代~1960年代：
ブラックホールの実在に関する論争（エディントン, チャンドラセカール,オッペンハイマー, ホイーラー, etc）
1970年代：
はくちょう座X-1をブラックホールと同定

ブラックホールの百年史
2016年：
重力波初検出（発表）ブラックホールの存在がほぼ確実に

2019年：
ブラックホールの撮影に成功（発表）ブラックホールの存在は証明された

Accretion disks around BHs;
one of the most powerful energy
source in the Universe.
Outflow(jet and/or disk wind)Black holeGas

Accretion disk

NASA/CXC/M.Weiss

Disk emits a large amount ofphotons. Sometimes, powerful
outflows are launched降着円盤＋アウトフロー
Radio galaxy (3C348)

Black hole&Accretion disk

Credit: NASA, ESA, S. Baum and C. O’Dea (RIT), R. Perley and W. Cotton(NRAO/AUI/NSF), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Micro quasar (SS433)
Mioduszewski et al., NRAO/AUI/NSF

輻射と磁場の重要性
エネルギーの流れ

物質の流れ

輻射エネルギー

磁場/乱流を介したエネルギー変換

重力エネルギー

輻射力や磁気圧でガスが噴出

ガス

熱エネルギー
降着円盤の断面図

磁場起源の乱流状態＆角運動量輸送輻射と磁場の重要性
降

着
円
最 盤理
大の 論史
発
見 上,！

1/2 ページ = 左右 80 ミリ × 天地 70 ミリ

磁場の役割①磁気回転不安定 - 角運動量輸送
水平方向への磁力線の引き伸ばし②エネルギー散逸- 円盤加熱
・真横から見た断面図

回転

角運動量円盤

AA

B

ブラック
ホール

B

磁力線・真上から見た図

角運動量
AA

B

B

Balbus & Hawley 1991

輻射と磁場の重要性
エネルギーの流れ輻射エネルギー

物質の流れ

輻射の役割：
輻射力や磁気圧でガスが噴出①輻射冷却（円盤の温度・厚み）②輻射圧（円盤の厚み）
磁場/乱流を介したエネルギー変換

重力
エネルギー

ガス

熱エネルギー
降着円盤の断面図

磁場起源の乱流状態＆角運動量輸送輻射と磁場の重要性
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輻射力でジェット噴出
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

光

ブラックホール

円盤

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力学
荷電粒子は磁力線にとを忘れずに（輻射輸送+磁場+流体+重力）が必須！
引っかかっているこ輻射と磁場の重要性
円盤の物理は天体形成の要
ブラックホールだけではない

ガス雲
質量

中心天体

角運動量

円盤
質量降着
アウトフロー

円盤部での天体形成

星形成のシナリオ

http://spaceinfo.jaxa.jp/ja/birth_of_the_sun.html

スパコンでシミュレーション
ブラックホールに吸い込まれるガス（円盤の断面図）

ブラックホール
空間を細かく分割

高橋博之氏（駒澤大学）提供
高橋, 大須賀, 他, 2016

ガス円盤

ブラックホール

ジェットの発生をシミュレーションで解明輻射力(赤)で加速
Takahashi & Ohsuga 2014

力の鉛直成分Takeuchi, Ohsuga, Mineshige. 2010

輻射力(赤)~輻射抵抗(青)で加速終了

SS433のジェット（光速の約30%）と無矛盾
GRS1915+105のジェット（光速の99%超）は説明できない.
ジェットの細さ（数°以下）も説明できない.

円盤風の発生と分裂
Takeuchi, Ohsuga, Mineshige 2013

Jet

Super-Eddington disk+ Jet

accretion

ClumpyOutflow

Time-dependent, Clumpy outflow
with wide angle

CLUMPY OUTFLOWS
Some ULXs exhibit the time
variations of X-ray luminosity,
implying the launching of clumpy
outflows.

Middleton+11

Launching of clumpy winds isalso reported by observationsof NLS1s or V404 Cyg.

Jin+17 see also Motta+17

シミュレーションと観測の協力
シミュレーション
流体力学計算• 円盤/ジェットの構造と変化

輻射輸送計算• 観測したらどうなるのか？

数値データ
引き渡し観測• EHTおよび近未来の望遠鏡

観測と理論の比較

理論と観測の融合による研究の推進の文学
天代
次世 心に！
中次世代観測を見据えて(EHT)
一般相対論的輻射輸送計算によるM87の模擬観測
ジェット

今回のEHT観測の再現に成功し,近未来のEHT観測を予言

降着円盤
(c)川島

初回

2020年？

20XX年？

次世代観測を見据えて(EHT)
一般相対論的輻射輸送計算によるM87の模擬観測
偏光観測から相対論的ジェットの磁場構造の解明を目指す
Tsuneto et al. 2020

輝度温度

＆直線偏光分布

円偏光分布

理論予言と観測が一致すれば新たな知見が得られる！

光度/ブラックホール質量

ブラックホール天体の多様性
Slim disk (supre-Edd. disk)
狭輝線I型

超高光度X線源
X線連星(高光度状態)

X線連星(低光度状態)
太陽質量の10倍

ADAF/RIAF

セイファートセイファートStandard disk
銀河

クェーサー

低光度銀河中心核(例: M87)

RIAF
ブラックホール質量標準円盤

太陽質量の1~10億倍
川島さんの資料を改変

スリム円盤Ichimaru 77; Narayan, Yi 94

Shakura & Sunyaev 73

Abramowicz et al. 88

重力E(少)

重力E(中)

重力E(多)

落下

落下

落下

回転の運動E

回転の運動E

回転の運動E

ガスの熱E

ガスの熱E

ガスの熱E

放射/吸収

輻射EL

BH 観測者

放射/吸収輻射E
0.1Ṁ c2

L

放射/吸収

輻射E
0.1Ṁ c2

観測者

BH disk

Mass Accretion RateL

BH 観測者

0.1Ṁ c2

Three accretion modes
Ohsuga et al. 2009, Ohsuga, Mineshige 2011

RIAF(a) Log(ρ) [g cm ]-3-16-14-12-10

9 -12StandardSlim(b)) [K](a) Log(TLog(ρ)gas[gcm-3](c)Log(plasma-β)(a)Log(TLog(ρ)) [g(b)[K]cm ]
gas

9.5-1010-8(b) Log(c) Log(plasm-3

10.5-6-411-76 -1 -6-58 0 -4-3
10 1 -2

6 -1

80

8030

80
30

30 80

70

7025

70
25

25 70

60

6020

2060

20 60

104030

305

530

5 30

20200020

0 20

1010-5-510-5 10102030

r/RS

40

0-1050

4

567

1020

1530

2040r/RSr/R
S(d) Log(Bϕ2/8π) [erg cm-3]

2550-100

Mass Accretion Rate6(d) Log(Bϕ2/8π) [erg cm-3]/8π)
6 (e) Log(B78 [erg9cm ] 10p
284-3567830380
2570

2570

202020 40 25 50

2-3(f) Log(|B|/B9p) cm10(d)7Log(B]8ϕ /8π)ϕ [erg80

10 0.5 12114

1.516 3020
考える必要がある！

20-5

1010

②降着率 r/R
1020

30

4050

0S

③ブラックホールスピン
1.6
1.8
2
2.2
2.4(g) Log(E0) [erg cm-3]

z/RS

20

105

10

1020

1520r/RS
3040(g) Log(E) [erg cm-3]
0r/R
8.5S

925-10050

9.5-13080

25258070

パラメータ

2070
2060

15105101520r/RS(h) Log[E0r/R/(e+30B2/8π)]40
100

SS0.5(g) Log(E0) [erg cm-3]
13141516-102520-0.512*ブラックホール天体を特徴づける基本的

1-1

1715 60
10 50

30

0030

0 30

20-5-520-5 20

540z/RS

5 40

5z/RS

ブラックホール天体を３次元空間で考える時代の到来

4000
25 80

1015r/RS20(i) Log(Tgasr/

1030

1560
1050

5050

ブラックホール質量
20 70

ブラックホールスピンz/RSz/RS

0-530

1030

0-5①ブラックホール質量-1040

530
光度（降着率）

2050

1050

1060z/Rz/RSSz/RSz/RSz/RSz/RS

３つのパラメータスペースで3030815405670

1040402(e)0 Log(B0.5p /-0.52050

1020 15r/RSr/(f) Log(|Bϕ

25

1550

580

ブラックホールスピン50-10 06015z/RS

15 30706060

50

10 20r/R
Sr/R
S(e) Log(Bp2/8π) [erg cm-3]-0.5
30 68080

05 10z/RS

3510z/RS

010 10z/RS

401008z/RS

40Radiation Pressure
15 50
Supported Disk
10 40
& Jet

1550z/RSz/R
Sz/Rz/RSz/RS

5015
SHot rarefied disk
& Magnetized jet

50

Cold thin disk
& Magnetizedwind

712(h) Log[E1スピンによるジェットの生成
BZ効果: 磁場を介してブラックホールの回転エネルギーを抽出(c)Kato(Blandford & Znajek 1977)(c) Tchekhovskoy

magnetic
field line

black hole11

⇢urWe choose t = 2000 ÷ 15000 and t = 2000 ÷ 12000 for a⇤ = 0.0
and a⇤ = 0.9 runs, respectively. Such a relatively short duration ofsimulations is reflected in the fact that the extent of the inflow equilibrium region is limited to, as discussed in the following sections,to R . 25.
The accretion history plot shows the turbulent character of theaccretion and suggests average accretion rate around 100÷200 ṀEddfor both runs. More detailed analysis is given below.

Super-critical accretion disks

スピンによるジェット生成を再現した
5.4 Fluxes
一般相対論的（輻射なし）磁気流体力学計算
Looking at fluxes of rest mass and energy helps understand thestructure of an accretion flow. Fig. 7 presents (from top to bottom) time-averaged radial fluxes of rest mass (⇢ur ), radiation energy (Rrt ), magnetohydrodynamical energy (T tr ), and energy available at infinity (T tr + Rrt + ⇢ur ). Left and right halves of the panels
correspond to a⇤ = 0.0 and a⇤ = 0.9, respectively. Colors show
the magnitude of a given flux, arrows show its direction on thepoloidal plane. Solid white lines show the boundary between the inflow (near the equatorial plane) and outflow (above) regions, which21 –are distinguished based on –thesign of h⇢ur i3 . Dashed white lines
denote the location of the photosphere (⌧tot = 1).

Rrt

スピンによるジェットの生成
Rest mass flux
OutwardPoynting Flux50

The topmost panel in Fig. 7 presents the flux of rest mass. Close toa0r4plane mass flows (on average)
a9r4
the equatoriallaminarly towards the-4.0
BH. In the case of a non-rotating BH the inflow region extends asfar as the photosphere. Mass flows out in the polar region, above thedisk surface. However, the magnitude of the flux there is negligible.
The outflow region at intermediate polar angles at radii R > 25 is
too far from the BH to reach the proper inflow/outflow equilibrium
and cannot be trusted.
The mass flow structure is qualitatively di↵erent for the rotat-5.0
ing BH case. Gas closest to the equatorial plane on average falls
on the BH, as before. However, some fraction of the gas starts inside the inflow region, then crosses the solid white line and flows
out. The region of outflows starts at the polar axis and extends quite
close to the equatorial plane covering roughly 60% of the total solid
angle, 15% of which at R ⇡ 30 is covered by the optically thin outflow in the polar funnel. Outflowing gas accumulates roughly along-6.0
polar angle ✓ = 30 , just outside the optically thin polar region,
forming an optically thick wind. This structure is specific only torotating BH and may be identified with the ’disk jet’ found in numerical simulations of optically thin disks (McKinney et al. 2012;
Tchekhovskoy & McKinney 2012a; Tchekhovskoy et al. 2012b;
Sa̧dowski et al. 2013b; Yuan & Narayan 2014).
The magnitude of the outflow clearly is comparable with the-7.0
inflow accretion rate. To quantify the mass flux we integrate it over
0 and obtain the average
5the total -5
surface of a spherenet flux,10h Ṁnet i,Z ⇡ Z 2⇡
ph Ṁnet i =g h⇢ur i d d✓,(57)-5 Non rotating BH

Rotating BH

Takahashi, Ohsuga et al. 2016-10-10see also Mckinney et al. 2014

⇢ur + T tr + Rrt

10T tr

5.4.1

Sadowski et al. 2014
pFigure 7. Fluxes of rest mass (⇢u p , topmost panel), total MHD energy (T t ,psecond panel), radiative energy (Rt , third panel), and the total energy mip
pnus rest mass (T t + Rt + ⇢u p , bottommost panel). Left and right halvescorrespond to a⇤ = 0.0 and 0.9, respectively. Colors show the magnitudesof fluxes while arrows show their direction on the poloidal plane. The solid
white line shows limits the outflows region while the dashed one shows thephotosphere (⌧tot = 1).

一般相対論的輻射磁気流体力学シミュレーションによる研究も進行中

0Fig. 7.— Radial Poynting flux < Mtr >1,φ 0for a0r4(left) and a9r4 (right).

and correspondingly over the inflow and outflow regions to obtain
the integrated inflowing and outflowing fluxes, respectively. Fig. 8shows the radial profiles of integrated rest mass fluxes for a⇤ = 0.93

We first average ⇢ur and only then apply the outflow condition. Yuan, Bu,& Wu (2012), on the contrary, classified gas as outflowing independently in天文学全体への波及効果
銀河/宇宙論スケール

ブラックホールスケールから銀河/宇宙論スケールへ

クッバドー荒田, 矢島+ 2019

AGN/銀河スケール

フィ

ブラックホールスケール(c)和田/NAOJ

給供量質

銀河/宇宙論スケールからブラックホールスケールへ

(c)高橋

まとめ
• コンピュータシミュレーションや観測の発展により, ブラックホールの新たな姿が解明されつつあります. この流れは今後さらに加速されるでしょう.

• 理論と観測の融合による研究がますます盛んになるでしょう（理論と観測が個別に研究する時代の終焉）
観測
スパコン Cygnus

理論

ALMAXRISM

まとめ• 特定の天体だけの研究では, 天文学を大きく発展させることはできないでしょう.

• ブラックホール, 星, 銀河など, 個々の天体の理解を土台としつつ, 宇宙全体を理解するための研究が求められるでしょう.

ブラックホールAGN

銀河/宇宙論

若手のみなさんへ• スーパーコンピュータや最新の観測装置によって、天文学は大いに発展してきました。

• しかし, どんなに機器が高性能になっても人間の力なくして宇宙を理解することはできないでしょう。

• 若いみなさんの力こそが, 科学と人類を発展させると信じています。