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AGN ジェット形成理論

AGN ジェット形成理論. ２０１１年９月２６－２７日 国立天文台 「多波長放射で探る活動銀河中心核ジェット」 高原文郎 ( 阪大理宇宙地球 ). Outline. 理論の基本的目標 バルク加速、運動学的光度、コリメーション 基本的問題 小部分へのエネルギー集中 加速機構 輻射加速、ファイアボール、 MHD 加速、 EM 加速 最近 の一般相対論的 MHD シミュレーション の　　　　　　 結果 の見方 Mckinney と Komissarov 　の研究 今後の研究方向. 理論の基本的目標. バルク 加速

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AGN ジェット形成理論

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  1. AGNジェット形成理論 ２０１１年９月２６－２７日 国立天文台 「多波長放射で探る活動銀河中心核ジェット」 高原文郎(阪大理宇宙地球)

  2. Outline • 理論の基本的目標 • バルク加速、運動学的光度、コリメーション • 基本的問題 • 小部分へのエネルギー集中 • 加速機構 • 輻射加速、ファイアボール、MHD加速、EM加速 • 最近の一般相対論的MHDシミュレーションの　　　　　　結果の見方 • Mckinneyと Komissarov　の研究 • 今後の研究方向

  3. 理論の基本的目標 • バルク加速𝛤 • 運動学的光度 • コリメーション • 構成成分 • 輻射領域では • e/p vs e±Bulk Compton Problem • 数流束 　　 の不定性

  4. 基本的問題 • エネルギー源　ブラックホールアクリーション • 　一粒子あたりの解放エネルギー〜0.1mc2 • 　大きいけれども非相対論的 • 小部分へのエネルギー集中が必要 • < • 小部分とは何か • 表層物質 （通常は脱出速度程度） • 構成成分の分離 輻射、磁場、電子陽電子対、中性子、宇宙線、等々

  5. 加速機構の諸問題（１） • 輻射加速 Phinney (1982) • optically thin e±を≈ 2-3　まで加速可能 • e/p には無効 • 実際には輻射減速の方が問題となる • ファイアボール Meszaros & Rees (1992) • optically thick 𝛤≈𝐸/(𝑀𝑐2) 　まで加速可能 • 希薄波による方向性を持った加速 (Aloy & Rezzolla 2006) • AGNでは熱平衡は不可能　　 • Wien Fireball Model (Iwamoto & F.T. 2002,2004) • e± separation problem (Asano & F.T. 2007) • MeV residual emission?

  6. Aloy & Rezzolla (2006) Ap.J.L.640, L115

  7. Iwamoto & Takahara2004 Ap.J. 601, 78

  8. Numerical Model with Coulomb Friction with Background e/p PlasmaK.Asano & F.Takahara, Ap.J 655, 762 (2007)K.A., I.S. & F.T, Ap.J.S. 168,268 (2007) • How to generate a fireball • Pair outflow in the background of static e/p plasma is solved • Coulomb friction and various radiation processes in a two-fluid situation are properly treated External Heating of the Background Plasma Pair and Photon Generation Pair and radiation Outflow

  9. K.Asano & F.T. (2007) Ap.J. 655, 762 • A powerful outflow of e±can be generated • temperature is relatively low • pair annihilation is not significant because of strong radiative acceleration • However, photon luminosity is much larger (60 times) than the kinetic power • required heating rate is rather high so that the background plasma will be unbound (consistent with some hot accretion models)

  10. 加速機構の諸問題（２） • MHD加速　(Blandford &Payne 1982 and many others) • 磁力線を解くことの困難さ（G-S eq.) • 球対称等ほとんどの磁力線形状で低い転換効率 • ディスク起源かBH回転エネルギー（Blandford & Znajek 1977)か • パルサー風加速問題と共通の問題 • 電流閉鎖、境界条件 • 相対論的流れでは磁気張力による閉じ込め効果は電気力で ほとんど打ち消される（自己収束はしない） • EM加速　（Kirk & Mochol 2011) • Charge starved flow もともとはパルサーのStrong wave model (Gunn & Ostriker 1969) • 粒子数は少なくてよいか？

  11. CollimationとCurrent Closure Ω Ω ⊖ B ⊖ ⊕ ⊖ E ⊖ ⊖ ⊖ ⊕ 電場は斥力的 Jp<0Bt<0 ローレンツ力は収束効果 電場は発散効果 Poynting fluxは外向き 電場は引力的 Jp(<,>)0 Bt(<,>)0 Poynting fluxが 外向きであるための 電場構造

  12. 最近のGRMHDシミュレーションMckinneyand company • 初期条件の明確化 • equilibrium torus 6rg<r<42rg H/R≈0.26 • PgasPmagpoloidal field confined in the torus • Floor Model • 真空を避けるため質量注入を行う • 再結合で磁場が真空に染み出す • 軸近傍に相対論的ジェットが形成 • 結果はすべて数値的誤差のように見えるが、　実際の物理過程を示唆していると考えられる

  13. McKinney (2006) M.N. 368, 1561 jet wind corona disk r≤104rg A: density B: Mag. Field r≤102rg A: density B: Mag. Field

  14. 最近のGRMHDシミュレーションKomissarov and company • 境界条件の明確化　 • 定常軸対称問題 • rigid wall r (=1-3) • inlet で poloidal current を注入 • 結果の物理的解釈 • Bpの振舞いが結果を決めている • 外圧（rigid wall）の存在が重要

  15. Komissarov, Barkov, Vlahakis & Konigl (2007) M.N. 380, 51 right:

  16. Komissarov, Barkov, Vlahakis & Konigl (2007) M.N. 380, 51 mass flux, 𝛺, energy flux per unit magnetic flux Evolution of 𝛤 and 𝜋r2Bp/𝛹

  17. 定常軸対称MHD流磁力線方向の力学 • 電磁流体力学条件 • 粒子数保存 • エネルギー保存 • 角運動量保存 • 状態方程式　　　　𝜀, p, nの間の関係式 • エントロピー保存 • Bp(𝜛)を与えれば振舞いが決まる • （結果がG-S方程式を満たせばOK)

  18. 加速が有効であるための条件 • 電場 • 電流は • 遠方では　 • 単位磁束あたりのポインティング流束は 　　これが減少すればよい • これは J が減少する（電流が磁場を横切る）ことと等価

  19. 今後の研究方向 • 初期条件・境界条件の決め方 • 軸付近の磁場と物質はどのように決められるか • dipole vs quadrupole • インジェクション（Loading）の起こり方 • 初期状態の𝜎の値（ファイアボール的でもよいか？） • 十分な量の電流は供給できるか • アクリションディスクの構造との関係 • RIAFvs Standard Disk • BH Spin への依存性 • ジェットの内部構造 • 必ずしも Fast Spine + Slow Sheath とは限らない • どの位置でバルク加速が終了するか • 閉じ込め領域と希薄波加速領域 • 非定常性、非軸対称性、散逸過程 • 観測的には輻射領域の位置、数流束の決定が重要

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