ブラックホールの高温降着円盤。極度の重力を受ける領域で光が放射される際に、光に及ぼされる相対論的効果を示している。この画像はNASAのシミュレーション結果であり、シュワルツシルトブラックホールの地平線の外側から見た様子を示している。

降着円盤は、巨大な中心天体の周りを公転する拡散物質^{[ a ]}によって形成される構造（多くの場合、星周円盤）である。中心天体はほとんどの場合、恒星である。摩擦、不均一な放射照度、磁気流体力学的効果、およびその他の力によって不安定性が誘発され、円盤内の周回物質は中心天体に向かって内側に螺旋状に移動する。重力および摩擦力によって物質が圧縮され温度が上昇し、電磁放射が放出される。その放射の周波数範囲は中心天体の質量に依存する。若い恒星および原始星の降着円盤は赤外線で放射し、中性子星およびブラックホールの降着円盤はスペクトルのX線部分で放射する。降着円盤の振動モードの研究は、円盤振動学と呼ばれる。^{[ 1 ] [ 2 ]}

症状

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物理学における未解決問題

降着円盤ジェット：活動銀河の核など、特定の天体を取り囲む円盤が、なぜ極軸に沿ってジェットを放出するのでしょうか？天文学者たちは、これらのジェットを、形成中の恒星の角運動量の除去から宇宙の再電離（活動銀河核）まで、あらゆる目的に利用していると考えていますが、その起源は未だ十分に解明されていません。

物理学におけるさらなる未解決問題

降着円盤は天体物理学において普遍的な現象であり、活動銀河核、原始惑星系円盤、ガンマ線バーストなど、あらゆる現象に関与しています。これらの円盤は、中心天体近傍から発生する天体ジェットを非常に頻繁に発生させます。ジェットは、恒星系が質量をあまり失うことなく角運動量を放出する効率的な手段です。

最も顕著な降着円盤は、活動銀河核とクエーサーの降着円盤です。クエーサーは銀河中心にある大質量ブラックホールと考えられています。物質が降着円盤に進入すると、テンデックス線と呼ばれる軌道を描き、内側へ向かう螺旋を描きます。これは、乱流の中で粒子が互いに擦れ合い、跳ね返ることで摩擦熱が生じ、エネルギーが放射されて粒子の角運動量が減少し、粒子が内側へ移動することで、内側への螺旋が進むためです。角運動量の減少は速度の低下として現れ、速度が遅い粒子はより低い軌道を取らざるを得なくなります。

粒子がこの低い軌道に落ちると、重力による位置エネルギーの一部が速度の増加に変換され、粒子は加速します。したがって、粒子は以前よりも速く移動しているにもかかわらず、エネルギーを失っています。しかし、角運動量は失われています。粒子が軌道をどんどん近づけるにつれて、その速度は増加します。速度が増加すると、ブラックホールに対する粒子の位置エネルギーが放射されるため、摩擦熱が増加します。ブラックホールの降着円盤は、事象の地平線のすぐ外側でX線を放射するほど高温になります。

クエーサーの高輝度は、超大質量ブラックホールによってガスが降着しているためだと考えられている。^{[ 3 ]}星の潮汐破壊で形成される楕円形の降着円盤は、銀河核やクエーサーでよく見られる。^{[ 4 ]}降着プロセスでは、物体の質量の約 10 ～ 40 % がエネルギーに変換されるが、これに対して核融合プロセスでは約 0.7 % である。^{[ 5 ]}近接連星系では、より質量の大きい主星はより速く進化し、より質量の小さい伴星が巨星状態に達してロッシュ ローブを超える頃には、既に白色矮星、中性子星、またはブラックホールになっている。次に、伴星から主星へのガスの流れが発生する。角運動量保存則により、一方の星からもう一方の星への直線的な流れは阻止され、代わりに降着円盤が形成される。

Tタウリ型星またはハービッグ型星を取り囲む降着円盤は、惑星系の起源と考えられることから、原始惑星円盤と呼ばれます。この場合、降着するガスは伴星ではなく、星が形成された 分子雲から来ます。

降着円盤を持つ星のアーティストによる想像図（2013年）

ブラックホールの集積のアニメーション

このスーパーコンピュータ データのアニメーション (2013) では、視聴者を恒星質量ブラックホールの降着円盤の内部領域へと導きます。

このビデオ (2013) は、銀河NGC 3783の中心にあるブラックホールから放射される塵の風を描いたアーティストによる想像図です。

物理

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ブラックホールが近くの恒星から物質を吸い取り、降着円盤を形成する様子を描いた想像図

1940年代に、基本的な物理原理から初めてモデルが導き出されました。^{[ 6 ]}観測結果と一致させるために、これらのモデルは、角運動量再分配のための当時未知のメカニズムを導入する必要がありました。物質が内側に落ちる場合、重力エネルギーだけでなく角運動量も失う必要があります。円盤の全角運動量は保存されるため、中心に落ちる質量の角運動量損失は、中心から離れた質量の角運動量増加によって補われなければなりません。言い換えれば、物質が集積するためには、角運動量が外側に輸送される必要があります。レイリーの安定条件によれば、

${\displaystyle {\frac {\partial (R^{2}\Omega )}{\partial R}}>0,}$

ここで、 は流体要素の角速度と回転中心からの距離を表すため、降着円盤は層流となることが予想される。このため、角運動量輸送のための 流体力学的メカニズムは存在しない。${\displaystyle \オメガ}$ ${\displaystyle R}$

一方で、粘性応力によって中心に向かう物質が最終的に加熱され、重力エネルギーの一部が放射されることは明らかでした。一方、粘性だけでは、円盤の外側への角運動量の輸送を説明できませんでした。乱流による粘性増大が、このような角運動量再分配の原因であると考えられていましたが、乱流自体の起源は十分に理解されていませんでした。従来のモデル（後述）は、円盤内の乱流渦による粘性の実効的な増加を記述する調整可能なパラメータを導入しています。 ^{[ 7 ] [ 8 ]} 1991年、磁気回転不安定性（MRI）の再発見により、S.A. BalbusとJ.F. Hawleyは、重くコンパクトな中心天体の周囲に集積する弱磁化円盤は非常に不安定であり、角運動量再分配の直接的なメカニズムを提供することを確立しました。^{[ 9 ]}${\displaystyle \alpha}$ ${\displaystyle \alpha}$

αディスクモデル

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ShakuraとSunyaev (1973) ^{[ 7 ]}は、粘性増加の原因としてガス内の乱流を提案しました。亜音速乱流と、渦のサイズの上限としてディスクの高さを想定すると、ディスクの粘性は次のように推定できます。ここで、 は音速、はディスクのスケールハイト、 はゼロ (降着なし) と約 1 の間の自由パラメータです。乱流媒体 では、は平均ガス運動に対する乱流セルの速度、 は最大乱流セルのサイズで、次のように推定されます。また、はケプラーの軌道角速度、は質量 の中心物体からの半径距離です。^{[ 10 ]}静水力平衡の方程式を角運動量保存則と組み合わせ、ディスクが薄いと想定すると、ディスク構造の方程式をパラメータ に関して解くことができます。観測可能なものの多くは に弱くしか依存しないため、この理論は自由パラメータを持っていても予測可能です。 ${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H}$ ${\displaystyle c_{\rm {s}}}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle \alpha}$ ${\displaystyle \nu \approx v_{\rm {turb}}l_{\rm {turb}}}$ ${\displaystyle v_{\rm {turb}}}$ ${\displaystyle l_{\rm {turb}}}$ ${\displaystyle l_{\rm {turb}}\approx H=c_{\rm {s}}/\Omega }$ ${\displaystyle v_{\rm {turb}}\approx c_{\rm {s}}}$ ${\displaystyle \オメガ =(GM)^{1/2}r^{-3/2}}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle \alpha}$ ${\displaystyle \alpha}$

クラマースの不透明度法則を用いると、

${\displaystyle H=1.7\times 10^{8}\alpha ^{-1/10}{\dot {M}}_{16}^{3/20}m_{1}^{-3/8}R_{10}^{9/8}f^{3/5}{\rm {cm}}}$

${\displaystyle T_{c}=1.4\times 10^{4}\alpha ^{-1/5}{\dot {M}}_{16}^{3/10}m_{1}^{1/4}R_{10}^{-3/4}f^{6/5}{\rm {K}}}$

${\displaystyle \rho =3.1\times 10^{-8}\alpha ^{-7/10}{\dot {M}}_{16}^{11/20}m_{1}^{5/8}R_{10}^{-15/8}f^{11/5}{\rm {g\ cm}}^{-3}}$

ここで、はそれぞれ中間面の温度と密度です。は降着率で、単位は、は中心降着天体の質量で、単位は、はディスク内の点の半径で、単位は、 で、は角運動量が内側への輸送を停止する半径です。 ${\displaystyle T_{c}}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle {\dot {M}}_{16}}$ ${\displaystyle 10^{16}{\rm {g\ s}}^{-1}}$ ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle M_{\bigodot}}$ ${\displaystyle R_{10}}$ ${\displaystyle 10^{10}{\rm {cm}}}$ ${\displaystyle f=\left[1-\left({\frac {R_{\star }}{R}}\right)^{1/2}\right]^{1/4}}$ ${\displaystyle R_{\star }}$

Shakura–Sunyaevのαディスクモデルは、熱的にも粘性的にも不安定です。熱的にも粘性的にも不安定な -ディスクモデルとして知られる代替モデルは、粘性が気体圧力に比例すると仮定しています。^{[ 11 ] [ 12 ]}標準的なShakura–Sunyaevモデルでは 、粘性は全圧に比例すると仮定されています。 ${\displaystyle \beta }$ ${\displaystyle \nu \propto \alpha p_{\mathrm {gas} }}$ ${\displaystyle p_{\mathrm {tot} }=p_{\mathrm {rad} }+p_{\mathrm {gas} }=\rho c_{\rm {s}}^{2}}$ ${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H=\alpha c_{s}^{2}/\Omega =\alpha p_{\mathrm {tot} }/(\rho \Omega )}$

シャクラ・スニヤエフモデルは、円盤が局所的な熱平衡状態にあり、効率的に熱を放射できると仮定している。この場合、円盤は粘性熱を放射して冷却し、幾何学的に薄くなる。しかし、この仮定は破綻する可能性がある。放射効率が低い場合、円盤はトーラス状に「膨らむ」か、あるいは移流支配降着流（ADAF）のような他の3次元解となる可能性がある。ADAF解は通常、降着率がエディントン限界の数パーセント未満であることを必要とする。もう一つの極端な例は土星の環で、円盤にガスがほとんどないため、角運動量の輸送は固体衝突と円盤と衛星の重力相互作用によって支配される。このモデルは、重力レンズ効果を用いた最近の天体物理学的測定結果と一致する。^{[ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

磁気回転不安定性

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主要記事:磁気回転不安定性

HH-30、降着円盤に囲まれたハービッグ・ハロー天体

バルバスとホーリー（1991）^{[ 9 ]}は、磁場を用いて角運動量輸送を生成するメカニズムを提案した。このメカニズムを示す単純な系は、弱い軸方向磁場が存在するガス円盤である。半径方向に隣接する2つの流体要素は、質量のないバネでつながれた2つの質点として振る舞い、バネの張力が磁気張力の役割を果たす。ケプラー円盤では、内側の流体要素は外側の流体要素よりも速く公転するため、バネが伸びる。すると、内側の流体要素はバネによって減速させられ、それに応じて角運動量が減少し、より低い軌道へと移動する。外側の流体要素は前方に引っ張られることで加速し、角運動量が増加し、より半径の大きい軌道へと移動する。2つの流体要素が離れるにつれてバネの張力は増大し、このプロセスは暴走する。^{[ 17 ]}

このようなバネのような張力が存在する場合、レイリーの安定基準は次のように置き換えられることがわかる。

${\displaystyle {\frac {d\Omega ^{2}}{d\ln R}}>0.}$

ほとんどの天体ディスクはこの基準を満たさないため、磁気回転不安定性が生じやすい。天体に存在する磁場（不安定性の発生に必要な磁場）は、ダイナモ作用によって生成されると考えられている。^{[ 18 ]}

磁場とジェット

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降着円盤は通常、星間物質に存在する外部磁場によって貫かれていると考えられています。これらの磁場は典型的には弱い（数マイクロガウス程度）ですが、円盤内の物質の高い電気伝導性のために固定され、中心星に向かって内側に運ばれます。このプロセスにより、磁束が円盤の中心に集中し、非常に強い磁場が発生します。降着円盤の回転軸に沿って強力な天体ジェットを形成するには、円盤の内側領域に大規模なポロイダル磁場が必要です。^{[ 19 ]}

このような磁場は、星間物質から内側に移送されるか、ディスク内の磁気ダイナモによって生成される可能性があります。磁気遠心力メカニズムで強力なジェットを発射するには、少なくとも 100 ガウス程度の磁場強度が必要であると思われます。しかし、外部の磁束をディスクの中心星に向かって内側に運ぶ際には問題が発生します。^{[ 20 ]}高い電気伝導性により、磁場は中心の物体に低速で降着している物質内に固定されます。しかし、プラズマは完全な電気伝導体ではないため、常にある程度の散逸があります。磁場は、物質の降着によって内側に運ばれる速度よりも速く拡散します。^{[ 21 ]}簡単な解決方法は、ディスク内の磁気拡散率よりもはるかに大きな粘性を仮定することです。しかし、数値シミュレーションと理論モデルは、磁気回転乱流ディスクでは粘性と磁気拡散率がほぼ同じ桁であることを示し^{[ 22 ]}

移流/拡散速度に影響を与える可能性のある他の要因としては、表層における乱流磁気拡散の減少、磁場によるシャクラ-スニヤエフ粘性の減少^{[ 23 ]}、小規模MHD乱流による大規模磁場の生成（大規模ダイナモ）などが挙げられます。実際、複数の異なるメカニズムの組み合わせが、ジェットが噴出される円盤中心部に向かって外部磁場を効率的に内側に運ぶ役割を果たしている可能性があります。磁気浮力、乱流ポンピング、乱流反磁性などは、外部磁場の効率的な集中を説明するために用いられる物理現象の例です。^{[ 24 ]}

分析モデル

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サブエディントン降着円盤（薄い円盤、ADAF）

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降着率がエディントン分布より小さく、不透明度が非常に高い場合、標準的な薄い降着円盤が形成される。これは垂直方向に幾何学的に薄く（円盤状）、比較的低温のガスで構成され、放射圧は無視できるほどである。ガスは非常に狭い螺旋を描いて下降し、ほぼ円形でほぼ自由軌道（ケプラー軌道）を描いている。薄い円盤は比較的明るく、熱的な電磁スペクトルを持つ。つまり、黒体の総和のスペクトルとほとんど変わらない。薄い円盤では放射冷却が非常に効率的である。シャクラとスニヤエフによる1974年の薄い降着円盤に関する古典的な研究は、現代天体物理学で最も頻繁に引用される論文の一つである。薄い円盤は、リンデン＝ベル、プリングル、リースによってそれぞれ独立に研究された。プリングルは過去 30 年間に降着円盤理論に多くの重要な成果をもたらし、1981 年に古典的なレビューを執筆しました。このレビューは長年にわたって降着円盤に関する主な情報源となり、現在でも非常に役立っています。

JA Marckによる、薄い（ケプラー）ディスクを持つシュヴァルツシルトブラックホールの光学的な外観のシミュレーション

中心天体がブラックホールである場合にディスクの内側部分に必要な、完全な一般相対論的処理は、PageとThorneによって提供され、^{[ 25 ] 、Luminet [ 26 ]}とMarck ^{[ 27 ]}によるシミュレーションによる光学画像の作成に使用されました。 [28]によると、このようなシステムは本質的に対称ですが、画像は対称ではありません。これは、ブラックホール近くの非常に強い重力場で遠心平衡に必要な相対論的回転速度により、後退側（ここでは右側とする）で強いドップラー赤方偏移が発生するのに対し、接近側では強い青方偏移が発生するためです。光の屈折により、ディスクは歪んで見えますが、ブラックホールに隠れている場所はありません。

降着率がエディントン以下で不透明度が非常に低い場合、ADAF（移流支配降着流）が形成される。このタイプの降着円盤は、1977年に市丸によって予測された。市丸の論文はほとんど無視されたが、ADAFモデルのいくつかの要素は、リース、フィニー、ベゲルマン、ブランドフォードによる1982年の影響力のあるイオントーラス論文に存在した。ADAFは、1990年代初頭にポパムとナラヤンが降着円盤境界層の数値モデルで再発見して以来、多くの研究者によって精力的に研究され始めた。^{[ 28 ] [ 29 ]} 移流支配降着の自己相似解は、ナラヤンとイーによって発見され、アブラモヴィッチ、チェン、加藤、ラソタ（ADAFという名前を作った人物）、レゲフによっても独立に発見された。 ^{[ 30 ] [ 31 ]} ADAFの天体物理学への応用における最も重要な貢献は、ナラヤンとその共同研究者によってなされた。ADAFは放射ではなく移流（物質に捕捉された熱）によって冷却される。ADAFは放射効率が非常に低く、幾何学的に広がっており、円盤状ではなく球体（または「コロナ」）に似た形状をしており、非常に高温（ビリアル温度に近い）である。効率が低いため、ADAFはシャクラ・スニヤエフの薄い円盤よりもはるかに輝度が低い。ADAFはべき乗則に従う非熱的放射を放射し、多くの場合強いコンプトン成分を伴う。

ブラックホール近くのX線源（コロナ）のぼやけ

コロナとX線源を持つブラックホール（想像図）^{[ 32 ]}

ブラックホール付近のX線のぼやけ（NuSTAR ; 2014年8月12日）^{[ 32 ]}

クレジット: NASA/JPL-Caltech

超エディントン降着円盤（スリムディスク、ポーランドドーナツ）

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物理学における未解決問題

降着円盤QPO：多くの降着円盤では準周期振動が発生し、その周期は中心天体の質量の逆数に比例するように見えます。なぜこのような振動が存在するのでしょうか？なぜ倍音が存在することがあるのでしょうか？また、なぜ天体によって倍音の周波数比が異なるのでしょうか？

物理学におけるさらなる未解決問題

高度に超エディントンなブラックホール降着理論、 M ≫ M _{Edd は}、1980年代にアブラモヴィッチ、ヤロジンスキー、パチンスキー、シコラらによって「ポーランド・ドーナツ」（リースによる造語）という概念で発展した。ポーランド・ドーナツは、低粘性で光学的に厚く、放射圧によって支えられた降着円盤であり、移流によって冷却される。放射効率は非常に低い。ポーランド・ドーナツは、回転軸に沿って2つの狭い漏斗を持つ、太いトーラス（ドーナツ）のような形状をしている。この漏斗は、放射を高度に超エディントンな光度を持つビームに集束させる。

スリムディスク（コラコフスカによる造語）は、中程度の超エディントン降着率（M ≥ M _{Edd ）}を持ち、むしろ円盤状の形状をしており、スペクトルはほぼ熱的である。これらは移流によって冷却され、放射効果は小さい。1988年にアブラモヴィッツ、ラソタ、ツェルニー、シュシュキエヴィッツによって提唱された。

排泄ディスク

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降着円盤の反対は排泄円盤です。これは、物質が円盤から中心天体に降着するのではなく、中心から外側に向かって円盤上に排泄されるものです。排泄円盤は、星の合体によって形成されます。^{[ 33 ]}

参照

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• 蓄積
• 天体ジェット
• ブランフォード・ズナイェク過程
• 恒星周円盤
• 周惑星円盤
• ダイナモ理論
• 小惑星
• 重力特異点
• 準星
• 残響マッピング
• リングシステム
• 太陽系星雲
• スピンフリップ

注記

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1. 天体物理学において、拡散物質とは、特定の場所に集中しておらず、拡散している星間物質または銀河間物質を指します。この物質には、星や銀河のような明確な構造を形成していないガス、塵、その他の粒子が含まれます。

参考文献

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• フランク、ジュハン、アンドリュー・キング、デレク・レイン（2002年）、天体物理学における降着力（第3版）、ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-62957-7
• クロリック、ジュリアン・H.（1999）「活動銀河核」プリンストン大学出版局、ISBN 978-0-691-01151-6

外部リンク

[編集]

• ジョン・F・ホーリー教授のホームページ、バージニア大学（2015年アーカイブ）
• 非放射ブラックホール集積流の動的構造、ジョン・F・ホーリーとスティーブン・A・バルバス、2002年3月19日、天体物理学ジャーナル、573:738-748、2002年7月10日
• 降着円盤、Scholarpedia
• メラリ、ジーヤ（2006年6月21日）「磁場がブラックホールの餌を捕らえる」ニューサイエンティスト誌。