[論文レビュー] Black Hole Formation and Growth: Simulations in General Relativity

Stuart L. Shapiro|ArXiv.org|Nov 9, 2007

Pulsars and Gravitational Waves Research参考文献 40被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、星の崩壮、二重星合体、および超大質量ブラックホール種の降着を焦点として、完全一般相対性理論における数値シミュレーションを提示する。相対論的MHD降着円盤が、初期宇宙におけるブラックホールの効率的成長を可能にし、一方で標準的薄い円盤は高赤方偏移の制約下で失敗することを示しており、初期宇宙におけるブラックホール形成を解明するための高度なシミュレーションの必要性が浮き彫りになる。

ABSTRACT

Black holes are popping up all over the place: in compact binary X-ray sources and GRBs, in quasars, AGNs and the cores of all bulge galaxies, in binary black holes and binary black hole-neutron stars, and maybe even in the LHC! Black holes are strong-field objects governed by Einstein's equations of general relativity. Hence general relativistic, numerical simulations of dynamical phenomena involving black holes may help reveal ways in which black holes can form, grow and be detected in the universe. To convey the state-of-the art, we summarize several representative simulations here, including the collapse of a hypermassive neutron star to a black hole following the merger of a binary neutron star, the magnetorotational collapse of a massive star to a black hole, and the formation and growth of supermassive black hole seeds by relativistic MHD accretion in the early universe.

研究の動機と目的

• 完全一般相対性理論的シミュレーションを用いて、宇宙の歴史にわたるブラックホール形成および成長のメカニズムを理解すること。
• z ≈ 6.43における観測済みの質量にまで、初期の超大質量ブラックホール種が降着および合体を経て成長できるかどうかを調査すること。
• 宇宙論的制約下における異なる降着モデル（相対論的MHD対比標準的薄いディスク）の妥当性を評価すること。
• ブラックホールスピンの進化および放射効率が、急速な質量成長を制限するか、あるいは可能にするかを評価すること。
• 種の形成赤方偏移が、高赤方偏移クェーサーにおける超大質量ブラックホール形成の可能性に与える影響を明らかにすること。

提案手法

• アインシュタイン場方程式の3+1分解をBSSN形式を用いて実装し、時空および物質場の進化を解く。
• 数値相対性理論を用いて、二重中性子星合体に続く超質量中性子星の崩壊をシミュレートする。
• 相対論的流体力学と磁場を用いて、巨大星の磁気力学的崩壊をブラックホールにモデル化する。
• ブラックホール種の周囲における相対論的MHD降着円盤をシミュレートし、宇宙時間にわたる質量増幅を計算する。
• Eddington限界降着を適用し、放射効率εL = 1として変動するεMを一定値として設定し、成長要因を計算する。
• 合体支援成長（×10⁴）を組み込み、初期種質量（100–600 M☉）および赤方偏移（Zi ≳ 40）の異なる条件下での成長結果を比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 相対論的MHD降着円盤は、既知の最も遠方のクェーサーの赤方偏移z ≈ 6.43に達するまで、100–600 M☉のブラックホール種を10⁹ M☉にまで成長させられるか？
• RQ2 光子再捕獲とスピン進化を考慮した場合、標準的薄い円盤と相対論的MHD円盤の成長効率はどのように比較されるか？
• RQ3 高赤方偏移における観測済みの超大質量ブラックホール質量と整合する最小初期種質量は何か？
• RQ4 特に種がZi ≈ 40以降に形成された場合、ブラックホール成長が種形成の赤方偏移にどれほど敏感に依存するか？
• RQ5 種質量が600 M☉未満の場合、ガス降着のみによる成長が、z ≈ 6.43における10⁹ M☉ブラックホールの存在を説明できるか？

主な発見

• 相対論的MHD降着円盤は、z ≈ 6.43に達するまで100–600 M☉の種を10⁹ M☉にまで十分に質量増幅可能であり、観測的制約を満たす。
• 光子再捕獲を考慮した標準的薄い円盤はわずかな成長しか許さず、最大スピンを駆動するタイプの円盤でも必要な質量増幅を達成できない。
• 600 M☉未満の種質量では、標準的薄い円盤によるガス降着は、z ≈ 6.43までに実現可能な成長メカニズムとして除外される。
• 乱流MHD円盤によってスピン平衡に達したブラックホールは、十分に低い効率で降着を行うため、観測された宇宙的時間スケール内に超大質量サイズに成長可能である。
• 種がZi ≳ 40に形成された場合にのみ、必要な成長が可能である。種形成がZi ≲ 20–25にあった場合、成長は顕著に制約を受ける。
• z > 6.43に位置するクェーサーの発見は、第3星族星の残骸からのブラックホール成長モデルに挑戦するものであり、完全な放射輸送を含む洗練されたシミュレーションの必要性を強調する。