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共同研究者：　高橋労太（理研）、山田章一　（早大）

M87 周りの動的ブラックホールシャドー. 長倉　洋樹　（早大）. 345GHz. 43GHz. Nagakura, H., Yamada, S., 2008, ApJ, 689, 391 Nagakura, H., Yamada, S., 2009, ApJ, 696,2026 Nagakura, H., Takahashi, R., 2009 ApJL (submitted). 共同研究者：　高橋労太（理研）、山田章一　（早大）. 今日の話の流れ. １．イントロダクション ・ Black Hole 近傍の時間変動観測の重要性

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共同研究者：　高橋労太（理研）、山田章一　（早大）

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Presentation Transcript

  1. M87周りの動的ブラックホールシャドー 長倉　洋樹　（早大） 345GHz 43GHz Nagakura, H., Yamada, S., 2008, ApJ, 689, 391 Nagakura, H., Yamada, S., 2009, ApJ, 696,2026 Nagakura, H., Takahashi, R., 2009 ApJL (submitted) 共同研究者：　高橋労太（理研）、山田章一　（早大）

  2. 今日の話の流れ １．イントロダクション ・Black Hole 近傍の時間変動観測の重要性 　・Standing Accretion Shock Instability(SASI)について ２．Black Hole SASI の流体力学的特徴 ３．将来観測に向けて　（Vsop2） 　　　　　～M87近傍のイメージング計算～ １．イントロダクション ・Black Hole 近傍の時間変動観測の重要性 　・Standing Accretion Shock Instability(SASI)について M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  3. １．イントロダクション Radiation Compact object 近傍の 降着流からの輻射には、 中心星の情報（質量、スピン）を含む （ブラックホール or 中性子星） ブラックホール近傍の時間変動 準周期的振動（QPO） 降着流中の衝撃波に注目 観測として ブラックホール降着流中 もしくはジェットの時間変動 AGNコアからの時間変動 (Perlman et al. 2003; Harris et al. 1997) M87 : 波長に関係なく数か月のTime scale M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  4. ブラックホール降着衝撃波に関する研究の歴史は長いブラックホール降着衝撃波に関する研究の歴史は長い ∵定常降着衝撃波解が存在する（磁場があってもＯＫ高橋＠愛知教育大） Black Hole SASI Hawley et al. (1984), Fukue (1987), Chakrabarti (1989) 1980年代～現在 Nakayama (1994 ) , Nobuta and Hanawa (1994) , Molteni (1999) Foglizzo (2002) , Das (2003) , Aoki et al. (2005) , Okuda (2007) などなど 時間変動を引き起こす原因の候補として Standing Accretion Shock Instability（SASI） 非動径方向の摂動に対する衝撃波の不安定性 M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  5. 今日の話の流れ １．イントロダクション ・Black Hole 近傍の時間変動観測の重要性 　・Standing Accretion Shock Instability(SASI)について ２．Black Hole SASI の流体力学的特徴 ３．将来観測に向けて　（Vsop2） 　　　　　～M87近傍のイメージング計算～ M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  6. 赤道面　＋　非球対称摂動 非軸対称摂動 ①　衝撃波を含んだ軸対称定常降着流解を構成 先行研究を参考。　動径的な摂動に対して安定な衝撃波解が存在する 安定性、各モードの成長率や振動数、メカニズム を考える上で非常に重要 ②　線形解析 ③　ダイナミカルな数値計算 非線形 Phase を調べる M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  7. 一般相対論的流体コードによるDynamical Simulation （High Resolution Shock Capturing Scheme） Schwarzschild 時空 Nagakura, Yamada (2008) 衝撃波の位置 r = 16M Specific angular momentum λ = 3.43M Bernoulli Constant ２ E = 1.004c 速度の大きさのカラーコンター 空間スケール（１００Ｍ×１００Ｍ） M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  8. Black Hole SASI の主な特徴 ・　衝撃波がSpiral Arm構造をとって、回転及び振動を繰り返す ・　衝撃波の回転する方向は Matter の回転する方向と同じ （　Matter の回転は逆向きの方向のモードに対して衝撃波を安定化するほうに働く　） ・　軸対称モードの励起に一番影響してくるのは m=1 mode ・　非線形 Phase では lowermode が支配的になる （　初期に m=1 以外の mode の摂動を与えても非線形 Phase では m=1 が支配的　） ・　軸対称モードの Saturation Amplitude は衝撃波が強いものほど大きい （　衝撃波が弱いものほど安定となる傾向　） ・　Kerr parameter dependence も顕著に現れ、それは衝撃波の強さと関係している M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  9. 今日の話の流れ １．イントロダクション ・Black Hole 近傍の時間変動観測の重要性 　・Standing Accretion Shock Instability(SASI)について ２．Black Hole SASI の流体力学的特徴 ３．将来観測に向けて　（Vsop2） 　　　　　～M87近傍のイメージング計算～ M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  10. ３．将来観測に向けて　（Vsop2） 　　　　　～M87近傍のイメージング計算～ 高橋労太さんトラぺより

  11. ３．将来観測に向けて　（Vsop2） 　　　　　～M87近傍のイメージング計算～ Vsop2でBlack Hole SASI は捉えられないか？ もし捉えられたら…. ブラックホール角運動量の決定に使える可能性がある 縮退はあるが、衝撃波の回転スピード、位置、振動するAmplitudeの大きさはkerr parameter 依存性が入る Black Hole SASI のContextで ブラックホール近傍の時間変動の直接イメージング計算 一般相対論的輻射輸送コード（高橋2004） Set Up 先ほどのHydrodynamicsをBackgroundに設定　（Schwarzschild black hole） 鉛直方向はEffectiveな降着流の厚みを考慮してExponentialで落とす シンクロトロン放射　（プラズマベータ：β＝10）、　Viewing angle ４５度 M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  12. 43GHz 左から右に １ヶ月おきの スナップショット Vsop2では相当ぼかされてBlack Holeは Resolveできない 衝撃波が回転する事によって生じる時間変動 ならば４３GHzで捉えられるかも 43GHz (Vsop2) しかし 345GHzはBlack Hole の極近傍で光る 345GHz M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹 M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  13. まとめ Black Hole SASI は １．降着衝撃波中では一般的に起こる ２．Kerr parameter 依存性がある ３．Vsop2(43GHz)なら時間変動を捉えられる可能性がある Future Work １．３次元計算　（鉛直方向の振る舞い） ２．磁気流体中でのSASI ３．粘性の扱い　（相対論的粘性の扱い） ４．輻射機構をより現実的に（non-thermal component） ５．ジェット成分 M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  14. 以下　補足

  15. 時間変動を捉える重要性 時間変動しているのは自然 Emission Region のスケールを知れる 準定常モデルとは違ったアプローチ X線と可視の観測から実際M87コアで時間変動を支持 (Perlman et al. 2003, Harris et al. 1997) 時間変動からEmission Region のUpper Limitが抑えられる ケプラーとの比較からBlack HoleMass をEstimate可能 Black Hole質量、角運動量の決定には独立な手法で同じ結果を出すのが望ましい M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  16. 超新星背景でのSASI Blondin et al.( 2003 ) 中性子星表面と衝撃波面の間の Advected-Acoustic Cycle Purely-Acoustic Cycle 音波 音波 or NS 衝撃波面 渦度＋エントロピー Ohnishi et al (06) M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  17. a = 0 a = 0.3M a = - 0.6M a = - 0.3M M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  18. 温度構造 M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  19. 以下　Work Table

  20. 目次 １．　イントロダクション １．　イントロダクション ブラックホール周りの降着衝撃波とSASIについて これまでの研究の紹介 ブラックホール周りの降着衝撃波とSASIについて これまでの研究の紹介 ２．　衝撃波のKerr parameter 依存性 ３．　時間変動の直接イメージングシミュレーション

  21. Standing Accretion Shock Instability (SASI)について 非動径方向の摂動に対する衝撃波の不安定性 M87周りの動的ブラックホールシャドー　Vsop2研究会＠天文台2009-09-05　長倉　洋樹

  22. １．　イントロダクション Radiation Compact object 近傍の 降着流からの輻射には、 中心星の情報（質量、スピン）を含む （ブラックホール or 中性子星） ブラックホール近傍の時間変動 準周期的振動（QPO） 降着流中の衝撃波に注目 観測として ブラックホール降着流中 もしくはジェットの時間変動 AGNコアからの時間変動 (Perlman et al. 2003; Harris et al. 1997) M87 : 波長に関係なく数か月のTime scale

  23. 降着衝撃波のダイナミックス 降着流の外側の境界条件がある条件を満たすとき、 衝撃波が形成 (Chakrabarti et al. 1993;Okuda et al. 2007). 軸対称衝撃波の振動　：　Black Hole QPOの理論メカニズムかも (Okuda et al. 2007) M87からのスペクトルを衝撃波モデルを使うとよくFittingできる ( Mandal et al. (2008) )

  24. 非軸対称摂動（非動径的摂動)に対して衝撃波は不安定非軸対称摂動（非動径的摂動)に対して衝撃波は不安定 Standing Accretion Shock Instability (SASI) 完全な一般相対論的流体の扱い（Schwarzshild black hole） Kerr 時空上ではどうか？ （Frame-Dragging の影響はどう効く？） 線形解析　　：　定常解から摂動を与えて固有値問題を解く Dynamicalな数値実験　：　GRHD Simulations Nagakura et al. (2008)

  25. ２．　衝撃波のKerr parameter 依存性 arXiv:0901.4053　（ApJ , Volume 696掲載予定） Kerr parameter Bernoulli Constant Specific Angular Momentum これらの値に依存 衝撃波の位置：

  26. 衝撃波のダイナミカルな振る舞い (Kerr Black Hole) a/M = 0 a/M = 0.3 Schwarzschildの場合と定性的な違いはない （渦巻き腕構造　+Quasi-Steadyな振る舞い） 衝撃波の揺れの大きさはMach数（衝撃波の強さ）に依存している傾向がある

  27. Kerr parameter dependence (衝撃波半径を固定) Kerr parameter が 大きいほど不安定 　（衝撃波が強くなるため） Matter のSpecific Angular momentuが小さくてすむため、 Preshock MatterのInfall velocityが大　⇒　Mach数大

  28. ３．　時間変動の直接イメージングシミュレーション３．　時間変動の直接イメージングシミュレーション H. Nagakura and R. Takahashi (preliminary results) これまでの話　：　一般相対論的流体のダイナミカルシミュレーション 実際の観測　：　輻射をみなければならない General Relativistic Hydrodynamics + Radiation Transfer （Vsop2/Astro-G）でdynamicalなイメージ観測が可能となる時代が目の前 Black Hole SASI のContextで ブラックホール近傍の時間変動の直接イメージング計算 Set Up 先ほどのHydrodynamicsをBackgroundに設定　（Schwarzschild black hole） 鉛直方向はEffectiveな降着流の厚みを考慮してExponentialで落とす シンクロトロン放射　（プラズマベータ：β＝１）、　Viewing angle ４５度

  29. 時間変動タイムスケール 数か月for M87 X線と可視の観測とConsistent (Perlman et al. 2003; Harris et al. 1997) 数時間for Sgr A* このぐらいのタイムスケールの時間変動って見えています？？ ３０分の程度の増光（146GHz） Miyazaki (2004)　？ この直接イメージングが実際にVsop2で観測されればいろいろな情報が引き出せる。 （ブラックホール質量、スピン。降着流のAngular momentum、粘性の値などなど） 衝撃波モデルの検証もできる

  30. まとめ １．　衝撃波は一般的に非軸対称摂動に対して不安定 ２．　Kerr時空上でも定性的に衝撃波の振る舞いは変わらず ３．　Frame draggingは間接的に衝撃波の振る舞いに影響 （衝撃波のMach 数を変化させる。） ４．　直接イメージングシミュレーション(GRhydro + Radiation Transfer) Few months for M87 ５．　時間変動のタイムスケール Few hours for Sgr A* 今後の展望 状況をより現実に近い系にもっていってイメージング計算 降着流＋衝撃波の粘性（Causal viscosity）や磁場の効果はどうか？

  31. Kerr parameter dependence (injection parameter を固定) Kerr parameter が 大きいほど安定 　（衝撃波半径が大きくなり強さが弱まる）

  32. Sgr A* M87 Mass : (Lu+06), (Trippe+06) Distance : (Lu+06) (Trippe+06) Mass : Distance :

  33. 遷音速点　（ kerr parameter dependence ) Corotation case では kerr parameter が大きくなると inner transonic point が存在しずらい

  34. 衝撃波存在のための Parameter Range （Kerr Black Hole） Corotation case Inverse-rotation case

  35. M87からのスペクトルの理論計算 Mandal et al. 2008 ApJL モデル Sub-Keplarian flow + Shock + Jet M87のスペクトルをよく再現？ 1. Synchrotron from preshock region 2. Bremsstrahlung contribution from the preshock flow 3. Postshock synchrotron contribution from nonthermal electrons 4. Synchrotron self-Comptonized spectrum (thermal) 5. Synchrotron self-Comptonized spectrum (non-thermal) 6. Synchrotron from Jet

  36. BH定在衝撃波存在条件 複数個の遷音速点を通らなければならない　（Multiple sonic points）

  37. 衝撃波存在のための Parameter Range （Kerr Black Hole） Corotation case Inverse-rotation case

  38. 衝撃波の半径と 不安定モードの基本振動数 単調減少 衝撃波の位置がpattern velocityを決める

  39. 線形フェイズの比較　（数値計算と線形解析の結果を直接比較）線形フェイズの比較　（数値計算と線形解析の結果を直接比較） 衝撃波面をFourier展開 約１０（ms）秒まで ほぼ完全に一致 （ここからNon-linear phase開始） Amplitude が１０％に達するとmode coupling が無視できなくなる m=0 mode の時間発展

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