Abstract of BHmag2019

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• 高橋真聡（愛知教育大学）
• 　ブラックホール周りの磁気圏構造を解くためには、磁気流体の運動方程式を磁場に沿った方向と垂直な方向に成分分けして扱うのが一般的である。前者（磁力線方向）は積分して相対論的ベルヌーイ方程式となり、後者（磁力線垂直方向）は磁力線間の力の釣り合いを記述するtrans-field 方程式となる。磁気圏解法のためには、適切な条件の下でこれらの二式を連立させる必要がある。これらの方程式はアルフェン点に特異点をもち、また tans-field 方程式（二階の偏微分方程式）は磁気音速点を境に楕円型と双曲型とが混在するため、その解法は容易ではない。
• 　近年、宇宙ジェット(M87)の付け根領域の電波VLBI 観測が進み、プラズマ加速と磁場形状についての理解が深まった。ブラックホール近傍の磁場は、おおむね放射状形状と見なして良さそうである。そこで簡単化のため trans-field 方程式は解かずに、ポロイダル磁場形状を放射状と仮定し、相対論的ベルヌーイ方程式のみを解析することで磁気圏構造を探る。物理的に意味のある降着流解やジェット流解を得るためには、適切な境界条件の考察とともに物理パラメータに課せられる制限について明らかにする必要がある。本講演では、その制限のもとで物理パラメータサーチすることで、磁気圏としてどのような描像が得られるか議論する。

• 小出眞路（熊本大学）
• 磁場によるブラックホールの回転エネルギー引き抜き機構は活動銀河核，マイクロ クエーサー，ガンマ線バーストのエネルギー供給機構のひとつとして注目されている。軸対称、定常、フォースフリーの条件のもとで示されたブランドフォード・ナエク機構はその代表的な機構である。この機構について非定常なアプローチを行うために１次元フォースフリー磁気動力学（1D-FFMD）の数値シミュレーションを行って来た。これまで、1D-FFMDの方程式は赤道面に沿った主磁気面に限られていた。今回、そのような束縛から逃れ、任意の軸対称主磁気面に適用できるような一般化を行った。本講演ではこの一般化された1D-FFMD方程式により得られる任意の主磁気面に沿っての定常解の導出について述べる。

• 小出美香（崇城大学）
• 　ブラックホール(BH)の周辺に反平行磁場があれば、磁気リコネクションが起こると期待でき、これにより活動銀河核からの高エネルギーフレアに伴うノット放出などを説明できる可能性がある。我々は電気抵抗を含む一般相対論的磁気流体力学(抵抗性GRMHD)数値計算によりBHまわりでの磁気リコネクションの発生を調べており、今回はSchwartzshild BHのまわりに分割単磁極型の初期磁場を設定して計算をした。電気抵抗率は0.001〜0.00001Schwartzshild半径としたが、これは磁気レイノルズ数100〜10000にあたる。計算の結果、リコネクションはBHの赤道面で起こり、電気抵抗率が小さくなると磁気リコネクション率は減少した。磁気リコネクション率は10 τ(τ は電流シートの厚みをアルベン速度で割った時間)程度の時間までは時間のべき関数となるが、このべき指数は電気抵抗率が小さくなるとほぼ１になるという結果を得た。このことから今回見られた磁気リコネクションは、テアリング不安定性のラザフォード段階であることが分かった。講演ではなぜ磁気リコネクションが磁気リコネクション率の低い線形段階を経ずにいきなりテアリング不安定性の段階になるのかについて言及する。

• 水田晃（理化学研究所）
• 　3次元ブラックホール降着円盤の大規模数値シミュレーションによるブラックホール降着流における降着円盤内部の磁場の活動を起因とする時間変動性とアウトフローの時間変動性に関して議論する。降着円盤内部の磁場は、磁気回転不安定性(MRI)によって成長し、磁気圧が熱圧程度にまで達すると磁場の一部は磁気再結合による磁気散逸で熱や運動エネルギーに変換され、残った磁場を種磁場としてMRIの成長が繰り返される。磁場増幅の時間スケールは磁場増幅がおきる半径でのケプラー周期程度であるため、降着円盤内縁に近い程短くなる。一方、円盤内縁半径は中心ブラックホールスピンに依存するため、中心ブラックホールのスピンパラメータによって系で見られる磁場増幅の典型的な時間スケールが異なることをシミュレーション結果から紹介する。また、初期磁場の配位として縦磁場計算における計算実行上の問題点を整理する。

• 加藤　颯（愛知教育大学）
• 　超高光度赤外線銀河(Ultra luminous infrared galaxies ; ULIRGs)は赤外線領域だけで太陽光度の10^12倍以上になる光度をもつガス・ダストに覆われた天体である。近年の研究により、ULIRGs はブラックホールが大質量ブラックホール(Super Massive Black Hole;SMBH) へと成長している、成長途中の活動的銀河中心核(Active Galactic Nuclei;AGN)であることが考えられ始めている。
• 　このような成長途中の銀河の物理状態を知ることは、宇宙・銀河の進化を知る上で非常に重要である。しかしULIRGs はガスに覆われているため、可視光線や紫外線ではその内部の物理状態を引き出すことはできない。そのため、透過力の高い硬X 線(>10keV) でULIRGs を観測することは、銀河の進化の過程を解明する上で最も適切な方法である。よって本研究では、10keV 以上で優れた感度を持つNuSTAR 衛星で観測された8 つの天体データを用いて、これまで不明であったそのガス・ダストに覆われたULIRGs の内部構造の解明を目的として、スペクトル解析を行った。
• 　8つの天体すべてに対し、スペクトルデータを最もよく再現する直接成分と反射成分を含むモデルを作成した。その結果、直接成分に対する反射成分の割合がどの天体も同程度であることが分かった。また、電離した反射モデルで再現できる5つの天体について、直接成分のintrinsic luminosity、並びに反射成分のintrinsic luminosityと電離度の間には相関が見られず、intrinsic luminosityによらず電離度は一定であることが分かった。これらについて発表で詳しく述べる。

• 原田知広（立教大学）
• 　1974年にHawkingが曲がった時空の場の量子論にもとづいて導出した熱的な放射はブラックホールの存在を示すものなのか、地平線のないコンパクト天体はどのような量子放射をするのか、などについて最近の自らの研究の結果を発表します。

• 中司桂輔（立教大学）
• 　本講演では静的な連星ブラックホール時空を表す Majumdar-Papapetrou 時空中における粒子 の振る舞い、特に有質量粒子の安定、または不安定周回軌道の振る舞いについて解析した結果を 報告する。
• 　今回注目する Majumdar-Papapetrou 時空は Einstein-Maxwell 理論の厳密解で、時空を表す 計量の中には各ブラックホールの質量、ブラックホール間の距離といったパラメーターが含ま れている。今回は、等質量のブラックホールを持つ Majumdar-Papapetrou 時空に注目し、ブ ラックホール間の距離を変化させた時に ISCO がどのように振る舞うかを解析した。このような 解析は 2013 年に Wunsch らによってなされていたが、我々はこれまでに言及されていなかっ たブラックホール間の特徴的な距離が存在することを明らかにした。

• 安積伸幸（大阪市立大学）
• 　近年、重力波の観測により連星ブラックホールの存在が示唆された。そこで、連星ブラックホールの周りでの測地線を解析し、そこで生じる特徴的な物理現象を探ることで、重力波以外での連星ブックホールの観測に活用できると考えた。
• 　しかし重力波の観測により存在が予想されているような連星ブラックホールが作る時空の厳密解は見つかっておらず、単体のブラックホールと同様の解析が困難である。
• 　最大に電荷を持った多体ブラックホール解であるMajumdar-Papapetorou時空は、アインシュタイン方程式の静的な厳密解であり、その時空中の測地線の解析も行われている。そこでMajumdar-Papapetorou解を基に、ブラックホールの位置がゆっくり回転するような計量を作り、それを用いて光の測地線を解析した。その結果、MP時空に存在する、安定な光の円軌道の半径が、微小な周期的変化を見せることがわかった。またブラックホールの質量と距離が特別な関係になった場合、円軌道からの半径の変化の振幅が大きくなる共鳴現象を見出した。

• 中尾憲一（大阪市立大学）
• 　ブラックホールは重力崩壊の最終生成物と考えられているが、よく知られているように、重力崩壊する物体がブラックホールを形成する時刻は、遠方の観測者にとって無限の未来であり、ブラックホール形成の瞬間を目の当たりにすることはできない。したがって、重力崩壊物体の半径がどれほどその重力半径に近づいたとしても、予想外の出来事でブラックホールの形成が妨げられる可能性を排除できない。この講演では、重力崩壊の最終生成物として提案された擬似ブラックホール天体の一つである gravastar の形成の toy model を題材に、この問題を考察する。

• 大神隆幸（大同大学）
• 　ブラックホールの直接撮像は相対論の検証など、重力への理解に重要な役割を持つ。理論的には、ブラックホール周辺の光の振る舞いを調査することで、ブラックホールの影（シャドウ）ができると予言されている。しかしSchwarzschild解またはKerr解以外でもシャドウのような現象を引き起こす天体モデルが示されており、このような天体をブラックホール疑似天体と呼んでいる。グラバスターはブラックホール疑似天体の一つであり、外側のSchwarzschild時空と内側のde Sitter時空を硬い物質でできた薄い球殻で支えた構造としてMazurとMottolaによって提案された架空の天体である。
• 　本研究では、グラバスターの作るシャドウの観測像を数値的に作成し、それがSchwarzschildブラックホールのものと定性的に判別できるのか調査することを目的とした。光源として「球対称に落下するダストモデル」と「降着円盤モデル」の二種類を考え、ray tracingにより画像を作成した。結果として、球殻が透明なグラバスターモデルの場合の観測像では、ブラックホールの場合に影ができる部分にも明るい像が現れた。本発表では研究手法も含め、以上の結果を作成した画像をもとに報告する。

• 南部保貞（名古屋大学）
• 　曲がった時空での波動光学を考えることで，幾何光学では得られない光子に対する不安定円軌道内部の情報を獲得することが期待できる．本講演では球対称時空でのスカラー波の数値解を用いて，時空構造の差異が散乱データにどのような形で現れるかを詳細に議論する予定である．
• 　内容
• (1)イントロ
• (2)定式化と数値計算の方法
• (3)ブラックホール，完全吸収の星，Ellis wormhole (massless case, massive case)に対する結果
• (4)まとめ

• 塚本拓真（名古屋大学）
• 　高エネルギー天体現象の1つに、相対論的宇宙ジェットがある。ジェットの中心領域には膨大なエネルギーの供給源として、ブラックホール（BH）が存在していると考えられている。このブラックホール周りの磁気圏において曲がった時空中の電磁場を考えるとき、Force-Free極限のもとで Blandford-Zajek 条件を満たすような電磁場は、Poynting flux によってBHから角運動量・エネルギーを外部領域へと輸送する。
• 　一方で、背景電磁場を揺らすことで起こる磁気流体波によっても、外部へのエネルギー輸送が起こるとの議論がある。短波長極限においては、縦波である Fast-magnetosonic 波と、横波である Alfv¥'en 波が起こるが、Fast-magnetsonic 波については、superradiance 条件を満たす状況下では増幅反射が起こり、角運動量・エネルギーが外部に輸送される。しかし、Alfv¥'en波については、波は磁力線に沿った一方向へと伝播するのみであるとされていた（superradianceは起こらない）。
• 　今回の研究では、摂動波の波動方程式を解くことで、Alfv¥'en 波に対してもsuperradiance が起こるのか調べた。また、長波長極限では、摂動波は背景場へと近づくため、BZ条件を反映することになると考えられる。この時のBZ条件と superradiance の間の関係についても議論していく。

• 三好　真（国立天文台）
• 　ALMA(cy03)による観測データ(Dust Cores around SgrA*,2015.1.01080.S,PI:M. Tsuboi, Co-I:M. Miyoshi, A. Miyazaki, K. Uehara,Y. Kitamura, S. Ishikawa)を用いて、銀河系中心大質量ブラックホール Sgr A*のサブミリ波帯、340 GHzにおける短期強度変化の解析結果を2017年秋季年会において報告した。
• 　ALMAの高感度に加え、VLBIで用いるフリンジ・サーチ法、セルフ・キャリブレーション法を用いて較正、大気位相変動を除去、わずか10秒積分でSgr A*と周辺のミニスパイラル、IRS 13など銀河中心のイメージを検出することに成功した。視野内の周辺天体の強度と比較することで信頼性の高いSgr A*の電波強度変動の測定に成功した。
• 　観測は138日間のうちに散らばる4エポックで実施したが、Sgr A*はそれらの全エポックにおいて、短時間（1～3時間）のうちに有意な強度変動(20～70\%)を示した。それぞれの観測継続時間は短いため、準周期的変動（QPO)についての有意な検出は無く、変動は非周期的成分が卓越している。
• 　強度分布の統計的性質をタイムスケール（T）との関連で解析した。基本的にはT→大では非ガウス的（ただし最長3時間のデータ）、T→0に向かってガウス的分布をしめす。ガウス的/非ガウス的と性質が遷移するタイムスケールは4つのエポックで共通しない。またエポックによっては、状態間遷移を起こすタイムスケールが複数ある場合もある。つまり、Sgr A*のサブミリ波電波は常に強度変動をしているのだが、その変動の統計的性質は時期によって異なるのである。これは、降着円盤の回転など力学的な原因だと考えづらく、ブラックホール近傍の降着円盤かアウトフローにおける磁気流体現象に起因すると考えるとよいようだ。

• 斉田浩見（大同大学）
• 　銀河系中心の巨大ブラックホール Sgr A* を周回する星 S0-2の測定データから、如何に相対論効果を読み出すかを議論する。特に、理論パラメータの値をどう決めるのか、に注目する。パラメータ値の決め方が異なれば、相対論効果の見え方も異なる。

• 加藤大樹（愛知教育大学）
• 　銀河の中には、その中心部に太陽系程度の大きさでありながら、母銀河を上回るほどのエネルギーを放　出している天体「活動的銀河中心核(Active Galactic Nuclei ; AGN)」を持つものが存在する。その活動元とし　て、太陽質量の100万倍を超える質量を有する超大質量ブラックホール(Supermassive Black Hole ; SMBH)の存　在が示唆されている。
• 　AGNから放出されたX線強度は、著しく時間変動することが確認されており、その変動タイムスケールか　ら放射領域サイズを見積もることができる。放射領域サイズがSMBH質量に比例すると仮定すると、変動タ　イムスケールからSMBH質量を推定することができる。
• 　本研究の目的は、AGNにおける硬X線の強度変動を定量化し、SMBH質量を推定することである。そこで、Shortest variability timescaleと呼ばれる量に着目した。X線天文衛星NuSTARの観測データの中で、既に質　量が求められているSMBHを持つAGNのデータを解析し、Shortest variability timescaleがSMBH質量をどのよう　に反映しているか検証した。本発表では、SMBHの質量推定法として、この量の有効性について議論する。

• 石原秀樹（大阪市立大学）
• 　本研究では，プラズマ中の密度波ソリトンを用いて粒子を加速する機構を提案する．円筒対称性や球対称性をもつ非線形密度波は拡張されたKdV方程式に従い，波が中心に向かうにしたがってその波高が半径の冪に従って大きくなる．この密度波では，電子とイオンの密度分布にずれがあるので，電場を伴っている．円筒，あるいは球殻状の電場ポテンシャル壁によって閉じ込められた荷電粒子は運動するポテンシャル壁との衝突によって加速されることになる．この加速機構による粒子のエネルギースペクトルは冪則に従うことがわかる．応用として，太陽から飛来する高エネルギー粒子について議論する．また，ソリトンによる加速における磁場の効果についても述べる．

• 政田洋平（愛知教育大学）
• 　太陽熱対流のマルチスケール描像や混合距離理論の正当性は光球や対流層浅部での対流スペクトルを調べることで観測的に検証できるが, 理論と観測の間には未だに大きな隔たりが存在している。特に問題になっているのは, 巨大胞の存在が期待される空間スケールに, その証拠を見つけることができない点である (eg., Hathaway et al. 2015)。 混合距離理論は光球直下で約100m/secの速度を持つ巨大胞の存在を予言するが, 実際にはそれより2桁小さな対流速度しか観測できないと主張する研究結果も存在する (Hanasoge et al. 2012)。これらの観測結果は, 対流層深部に対流の駆動スケールが存在しないこと, つまり太陽熱対流が局所的なsuper-adiabaticityではなく, 非局所的な太陽表面での冷却によって駆動されている可能性を示唆する (e.g.,Spruit 1997; Cosette & Rast 2016)。
• 実はこのような非局所的なエネルギー輸送は, 様々な天体で生じている可能性がある。本講演では, 局所駆動型と非局所駆動型の熱輸送の違いを, 我々が行なっているMHD計算の結果を紹介しながら概説する。また, 天体における非局所的な熱輸送の一つの例として, 木星の衛星エウロパにおける熱輸送を議論する。我々が行なった解析の結果, エウロパの氷殻中を伝播する熱流はソリトン解で記述でき, プルーム状の構造で間欠的に熱を輸送することがわかった。太陽とエウロパの熱輸送過程における本質的な違いも, 両者を支配する物理に基づき議論する。

• 加藤大明（愛知教育大学）
• 　現在の惑星形成の標準モデルには、惑星の素となる微惑星の形成を説明できないという問題点がある。それを解決しうる物理機構として注目されているのが、ストリーミング不安定性(SI)である(Youdin & Goodman 2005)。SIとは、原始惑星系円盤中のガスとダストの速度差に起因した不安定性で、ダストの集積を促進し非線形段階でダストクランプを形成する。
• 　これまで、円盤のポロイダル面内でのSIの振る舞いについては研究されてきたが、トロイダル面内でのSIについては調べられてこなかった。そこで、我々はトロイダル面内におけるSIについての線形解析を行い、その性質を調べた。本講演では、解析結果の詳細とそれに対する考察を述べる。

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