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ひろとますはら
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1 宇宙 X 線観測とブラックホール井上一 JAXA 宇宙科学研究所ブラックホール天体の観測とその理解の進展を概観強度 / スペクトルの状態遷移と降着円盤の物理標準降着円盤の最内縁半径とカーブラックホール銀河中心の巨大質量ブラックホールとその起源と進化相対論的ジェットとその噴出機構

2 年代の X 線天文学の初期的成果 ( 2002 年ノーベル物理学賞 : ジャッコーニ博士 ) 明るい X 線源の多く = 近接連星中の高密度星 ( 中性子星またはブラックホール ) X 線連星 ( 近接連星 ) ふつうの星降着流 X 線高密度星 X 線放射 : 高密度星に落ち込む物質の重力エネルギーの解放単位質量あたりに開放するエネルギー 0.1 c 2

中性子星質量の理論的上限 3M SUN ( 小山ほか編現代の天文学 8 巻 : 原典 : Remillard & McClintock 2006) 恒星質量ブラックホール天体の発見 Cyg X-1 はくちょう座にX 線源を発見 (1964) Bowyer et al. 1965 Cyg X-1に数 10ミリ秒の時間変動を発見小田 et al.

3 中性子星質量の理論的上限 3M SUN ( 小山ほか編現代の天文学 8 巻 : 原典 : Remillard & McClintock 2006) 恒星質量ブラックホール天体の発見 Cyg X-1 はくちょう座にX 線源を発見 (1964) Bowyer et al Cyg X-1に数 10ミリ秒の時間変動を発見小田 et al. (1971) 中性子星またはブラックホールの可能性を指摘 X 線源の位置を精度よく決める Tananbaum et al. (1971) Uhuru 宮本 et al. (1971) Balloon experiment 光学天体の同定 Bolton (1972), Webster & Murdin (1972) 連星運動の観測と解析 M X 10 太陽質量ブラックホールの可能性を指摘 X 線連星の観測解析から今や 20 近いブラックホール天体が発見されている

4 降着流の状態変化に伴うスペクトル変化 Cyg X-1 の high (intensity) state と low (intensity) state Tananbaum et al. (1972) soft (spectral) state hard (spectral) state (McConnell et al. 2002) 効率のよい放射 ( 黒体放射 ) 幾何学的に厚い光学的に薄い降着円盤幾何学的に薄い光学的に厚い降着円盤標準降着円盤 (Shakura & Suynaev 1973) 降着率増大降着円盤外側での熱的不安定一丸 (1977) T p K T e 10 9 K 速い落下速度薄い密度非効率な放射移流優勢流 (ADAF) (Narayan & Yi 1995 ) ADAF: Advection Dominated Accretion Flow

5 標準降着円盤からの熱放射標準降着円盤における物質 : 第ゼロ近似ケプラー円運動内側の方が外側より早く回る粘性により共回転しようとするエネルギー, E 中心からの距離, r 回転エネルギー重力エネルギー内側の物質はじょじょに内側に落ちる dr de 物質がゆっくり内側に落ちるのに従って重力エネルギーがじょじょに解放される単位質量当たりのエネルギー変化 de = GM 2 r 2 dr = σt eff 4 4πr dr T eff r -3/4 黒体放射内側ほど高温の黒体放射の重ね合わせ ( 多温度黒体放射 ) が期待される F(E X ) 8πr 2 in cos θ 3D T in ( T ) -11/8 2 B(EX, T) dt 0 T in T in r in, T in : 最内縁半径最内縁温度 θ : 円盤に対する視線の傾き角 D : 天体までの距離

6 てんまによる中性子星連星の X 線スペクトルの観測 dl/de (1) (2) 満田ほか (1984) は中性子星連星のある状態の X 線スペクトルが 2 成分で再現できることを発見 (1) 降着円盤からの多温度黒体放射 E (2) 降着円盤と中性子星表面との境界層からの単一温度の黒体放射中性子星降着円盤境界層境界層 : 降着円盤最内縁で高速に回転している物質とゆっくり回っている中性子星表面がこすれ降着円盤最内縁の物質の回転エネルギーが解放される

7 dl/de てんまによるブラックホール連星の X 線スペクトルの観測牧島ほか (1986) はブラックホール連星のある状態の X 線スペクトルが 2 成分で説明できることを発見 (1) (2) ブラックホール. E (1) 降着円盤からの多温度黒体放射 (2) 中性子星連星で見られた単一温度黒体放射成分にかわってベキ型の成分が見られる降着円盤高温コロナ? 中性子星連星で見られた境界層からの黒体放射が見られないことは降着円盤最内縁に硬い表面がないことを示唆中心天体はブラックホールであると考えて矛盾がない

8 ぎんがによるブラックホール連星の観測 GS ( 小川 1992) GS ( 滝沢 1991) LMC X-3 ( 海老沢 1991) X 線強度最内縁温度最内縁半径 F(E X ) 8πr in 2 cos θ 3D 2 T in ( T ) -11/8 B(EX, T) dt T out T in T in r in, T in : 最内縁半径最内縁温度 θ: 円盤に対する視線の傾き角 D : 天体までの距離いずれの X 線源においても X 線強度 ( 降着流量 ) が大きく変わっても降着円盤の最内縁半径は時間的にほとんど一定降着円盤がブラックホールのまわりの最小安定円軌道まで進入していると考えて矛盾がない

9 ブラックホール周回安定円軌道の最小半径地平性一般相対論の効果によりある半径から内側では安定円軌道はなくなる観測 : どのブラックホール天体でも T in 1 kev 付近では r in 一定になっているしかし r in の値には違いがあるように見える ( 久保田ほか 2001) r in 一定詳細解析による r in と r g の比較 ( 久保田ほか 2005) LMC X-3 LMC X-1 J r g = GM c 2 T(r) r -p と一般化標準ディスク p=3/4 1.0 一般相対論 : カーブラックホール解ブラックホールの回転の程度により最内縁安定円軌道が変化 α 0.0 最内縁安定軌道シュワルツシルドブラックホールブラックホールの角運動量 : J= α(mr g c) ブラックホールの回転が見えているのかもしれない r in /r g

10 銀河の中心の巨大質量ブラックホール活動銀河中心核 (AGN) ある割合 (~1 %) の銀河はその中心に非常に明るく活動 ( 変動 ) の激しい中心核を持つ単位時間に放出されるエネルギー L AGN erg/s M AGN M Sun 放射源が安定に存在するためには放射圧による外向きの力 ( L) が重力より小さくなければならない L L Edd (M/M Sun ) erg/s (L Edd : Eddington luminosity) 活動銀河核からの放射は日から年の時間スケールで変動 ( 放射源の大きさ ) < ( 変動時間スケール x 光速度 ) 活動銀河核の大きさ < R Sun 活動銀河核の質量 ~ M Sun 活動銀河核の大きさ < R Sun 巨大質量ブラックホール

活動銀河核のエネルギー源活動銀河核からの X 線放射のブラックホール連星との類似性活動銀河核 : MCG-6-30-15 ブラックホール連星 : Cyg X-1 10,000 s 典型的な変動の時間スケール光がシュワルツシルド半径を横切る時間ブラックホール質量 M AGN 10 8 M Sun M BH 連星

11 活動銀河核のエネルギー源活動銀河核からの X 線放射のブラックホール連星との類似性活動銀河核 : MCG ブラックホール連星 : Cyg X-1 10,000 s 典型的な変動の時間スケール光がシュワルツシルド半径を横切る時間ブラックホール質量 M AGN 10 8 M Sun M BH 連星 10 M Sun AGN の UV bump T 10 5 K 標準降着円盤の内縁温度 L r 2 T 4 L Edd M r r g M T M -1/4 ブラックホール連星の超軟 X 線成分 T 107 K 活動銀河のエネルギー源もブラックホールのまわりの降着円盤における降着物質の重力エネルギーの解放と考えることができる

12 活動銀河核の中心にブラックホールと降着円盤があることを示唆する観測的証拠連続成分を差し引いたスペクトル Counts/s/cm 2 田中ほか. (1995) あすかは活動銀河核, MCG , のX 線スペクトル中に大きく広がった輝線構造を発見それは中心ブラックホールのまわりを光速に近い速度で回る物質からの蛍光鉄輝線と考えて矛盾がない ( 田中ほか 1995) X 線エネルギー (kev) ( 観測的根拠は必ずしも高くない )

13 銀河中心のブラックホールの質量と進化銀河中心付近の天体運動の精密観測例 : われわれの銀河の中心付近の天体運動 (Eisenhauar et al. 2005) 銀河中心 BH 質量銀河バルジ質量 BH 質量 ( Marconi & Hunt 2003 ) 円盤部バルジ部われわれの銀河の中心 BH M BH 4 x 10 6 M Sun 銀河の中心には巨大質量ブラックホールがあたりまえにいる X 線広域 Deep Survey AGN 空間密度活動銀河の X 線光度関数 ( 上田ほか 2003) 宇宙赤方偏移 z X 線光度密度 (z) L X 0.1 Mc 2 (M : 質量降着率 ) 巨大質量 BH 空間質量密度増加率 (z で積分 ) 現在の巨大質量 BH 空間質量密度 (4.2 ± 1.1) x 10 5 M Sun /Mpc 3 良い一致 4.1 x 10 5 M Sun /Mpc 3 現在までに降着した巨大質量 BH 空間質量密度バルジ質量銀河中心 BH と銀河バルジの共進化銀河中心ブラックホールは質量降着により巨大質量ブラックホールに成長した ( Shankar et al. 2004) 宇宙赤方偏移 z

14 巨大質量ブラックホールの起源と進化恒星質量ブラックホール非常に重い星 ( 太陽質量 ) の進化の最後星の周辺部超新星爆発 ( 一部のものはガンマ線バースト源 ) 星の中心部ブラックホール M BH 5-15 M Sun 巨大質量ブラックホール質量降着によって成長たねとなる BH は何か? M BH M Sun そのたね BH がどのように成長してきたのか? ブラックホール連星銀河中心 Numbers ULX M82 X 線源 ESO X 線源? ブラックホール質量 ( 太陽質量 ) 銀河中心巨大質量 BH 進化の一つの筋書きバルジ領域の恒星質量程度の B.H. 質量降着合体沈み込み銀河中心の巨大質量ブラックホール放射圧が重力を上回る限界光度手掛かりとなる中間質量ブラックホールの探索 L Edd = 1.5 x (M/M Sun ) erg/s Ultra Luminous X 線源 (ULX) L X erg/s L X L Edd ならば M BH M Sun ( 牧島ほか 2000) M82 X 線源 L X 9 x erg/s L X L Edd ならば M BH 600 M Sun ( 松本ほか 2001) ESO X 線源 L X 1 x erg/s L X L Edd ならば M BH 7000 M Sun (Farrell et al. 2009)

15 活動銀河核からのジェット ~ 100 万光年活動銀河核の一部 ( 10 %) は互いに反対の 2 方向に光速に近い速度で物質を噴き出している ( ジェットと呼ばれる ) 絞られた物質流は 1 光年より小さい領域から 100 万光年の大きさまで広がっている ~ 1 光年

ブラックホール連星から観測された超光速運動 GRS 1915+105 1992 年に出現した X 線新星 (Castro-Tirado, Brandt & Lund, 1992) 超光速運動を示す (

16 ブラックホール連星から観測された超光速運動 GRS 年に出現した X 線新星 (Castro-Tirado, Brandt & Lund, 1992) 超光速運動を示す ( 銀河系内の天体からのものとしては初 ) 光速の 92% の噴出速度 (Mirabel & Rodriguez, 1994) 連星運動の光学観測 M X = 14 ± 4 M 太陽 (Greiner et al. 2001) ブラックホール連星

17 X 線強度の変化に同期した質量放出 GRS X 線赤外線電波電波 X 線 (Klein-Wolt et al. 2002) (Mirabel & Rodriguez, 1999)

18 恒星質量ブラックホール天体の very high state high(soft) state, low(hard) state に加えて very high state が存在宮本ほか (1991) GRO J (Remillard& McClintock 2006) very high/soft power law 逆コンプトン散乱による高エネルギー化を受けたX 線放射圧優勢による不安定 (Abramowicz et al. 1988) slim disk (optically thick ADAF) 状態遷移が見えている ( 久保田ほか 2001) high/soft standard disk low/hard optically thin ADAF (advection dominated accretion flow) r in 一定

19 Slim disk Standard disk 間遷移の limit cycle A Limit Cycle in the M - Σ Plane M 内側へ Slim Disk ( 加藤ほか 1998) M 内側へ > M 外側から slim disk (Unstable) Standard Disk Σ (surface density) M M 内側へ M < M 外側から M 外側から standard disk GRS RXTE (Belloni et al. 1997) スペクトル解析による標準円盤の最小内縁半径 20 km standard disk 300 km Time (sec) slim disk

X 線強度の変化に同期した質量放出 GRS 1915+105 X 線赤外線電波電波 X 線

20 X 線強度の変化に同期した質量放出 GRS X 線赤外線電波電波 X 線 (Klein-Wolt et al. 2002) (Mirabel & Rodriguez, 1999) jet ejection

21 ジェット放出機構の解明ジェット降着円盤の状態遷移がトリガー M 内側へ Slim Disk M 内側へ > M M 外側から slim disk (Unstable) Standard Disk Σ (surface density) M 内側へ M < M 外側から M 外側から standard disk いかに外向きの流れを作るか? 放射圧? 磁気圧? いかに流れの絞り込みが行われるか? 放射圧のかべ? 磁気圧? いかに光速に近い速度を持つか? 一般相対論の影響? 中心 BH の磁場回転の影響? 今後の研究が待たれる

22 まとめブラックホール天体の観測とその理解の進展を概観強度 / スペクトルの状態遷移と降着円盤の物理標準降着円盤の最内縁半径とカーブラックホール銀河中心の巨大質量ブラックホールとその起源と進化相対論的ジェットとその噴出機構

ブラックホールをコンピュータ上で創る柴田大 ( 京都大学基礎物理学研究所 )

ブラックホールをコンピュータ上で創る柴田大 ( 京都大学基礎物理学研究所 ) ブラックホールをコンピュータ上で創る柴田大 ( 京都大学基礎物理学研究所 ) 内容 1. 一般相対論と万有引力 2. ブラックホールの証拠 3. ブラックホールはどのように誕生するのか 4. 重力波でブラックホールを探る 5. ブラックホールを創る 1 一般相対論と万有引力 u ニュートンの万有引力理論 : 2 つの物体がひきつけあう 2 10 30 kg 引力 ja.wikipedia.org