[논문 리뷰] Modified viscosity in accretion disks. Application to Galactic black hole binaries, intermediate mass black holes and AGN

Mikołaj Grzędzielski, Agnieszka Janiuk외 2명|arXiv (Cornell University)|2016. 09. 29.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 59인용 수 9

한 줄 요약

이 논문은 블랙홀 시스템에서 열- visco성 불안정성과 한계 주기 변동성을 모델링하기 위해 응집원반에서 수정된 점성 규정(μ-규정)을 제안한다. μ를 통해 복사압과 자기장 효과를 통합함으로써, X선 이중성, 중간 질량 블랙홀(IMBH), 활성은하핵(AGN)에서 관측된 플레어를 재현하며, HLX-1의 광도 곡선을 성공적으로 맞추고, 자기장도를 측정하는 데 μ를 사용해 블랙홀 질량과 응집률 추정이 가능하다.

ABSTRACT

Black holes (BHs) surrounded by accretion disks are present in the Universe at different scales of masses, from microquasars up to the active galactic nuclei (AGNs). The current picture remains ad hoc due to the complexity of the magnetic field action. In addition, accretion disks at high Eddington rates can be radiation-pressure dominated and, according to some of the heating prescriptions, thermally unstable. The observational verification of their resulting variability patterns may shed light on both the role of radiation pressure and magnetic fields. We compute the structure and time evolution of an accretion disk, using the code GLADIS (which models the global accretion disk instability). We supplement this model with a modified viscosity prescription, which can to some extent describe the magnetisation of the disk. We study the results for a large grid of models, to cover the whole parameter space, and we derive conclusions separately for different scales of black hole masses, which are characteristic for various types of cosmic sources. We show the dependencies between the flare or outburst duration, its amplitude, and period, on the accretion rate and viscosity scaling. We show that if the heating rate in the accretion disk grows more rapidly with the total pressure and temperature, the instability results in longer and sharper flares. In general, we confirm that the disks around the supermassive black holes are more radiation-pressure dominated and present relatively brighter bursts. Our method can also be used as an independent tool for the black hole mass determination, which we confront now for the intermediate black hole in the source HLX-1.

연구 동기 및 목표

• 응집원반에서 표준 α-점성의 임의성 문제를 해결하기 위해 자기장 및 복사압 효과를 고려한 수정된 점성 규정을 도입하기 위해.
• 다양한 질량을 가진 블랙홀 주위의 응집원반에서 시간에 따라 변하는 비선형 변동성(예: 한계 주기 플레어)을 모델링하기 위해.
• 전역 원반 불안정성 코드(GLADIS)를 사용하여 X선 이중성, IMBH, AGN의 관측된 광도 곡선을 재현하기 위해.
• 플레어 특성(지속 시간, 진폭, 주기)을 이용해 블랙홀 질량, 응집률, 자기장 강도 등의 물리적 매개변수를 추론하기 위해.
• 모델을 중간 질량 블랙홀 후보 HLX-1에 적용하여 질량과 응집률을 독립적으로 추정하기 위해.

제안 방법

• 연구는 기하학적으로 얇고, 광학적으로 두꺼운 원반에서의 전역 응집원반 불안정성을 시뮬레이션하기 위해 GLADIS 코드를 사용한다.
• 시간에 따라 변화하는 점성 규정 τrφ ∝ P_total^μ 가 도입되며, 여기서 μ는 총 압력에 대한 응력 감도를 수량화하고, 자기장 강도의 프록시로 기능한다.
• 모델은 복사압 지배와 열-점성 불안정성을 포함하며, 질량과 응집률 매개변수의 큰 격자에서 시간에 따른 진화를 계산한다.
• α-점성 매개변수를 일정하게 유지하면서, μ를 변화시켜 다양한 원반 자기장도 영역을 탐색한다.
• 모델 광도 곡선을 GRS 1915+105, IGR J17091-3624, HLX-1의 관측된 변동성과 비교하여 μ 및 물리적 매개변수를 제약한다.
• 관측된 플레어 주기, 진폭, 지속 시간에 맞추어 블랙홀 질량과 응집률을 독립적으로 추정할 수 있다.

Figure 1: Local stability curves for $\mu=0.51$ , $\mu=0.55$ , $\mu=0.59$ and $\mu=0.63$ . Parameters: $M=3\times 10^{4}M_{\odot}$ , $\alpha=0.02$ , and $\dot{m}=0.7$ . The chosen radius is $R=7.82R_{Schw}=15.74\frac{GM}{c^{2}}=6.88\times 10^{10}$ cm, corresponding to the inner, hot area of the disk

실험 결과

연구 질문

• RQ1 총 압력에 의존하는 수정된 점성 규정(μ)이 응집원반에서 열-점성 불안정성의 발생에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 이 모델은 GRS 1915+105 및 IGR J17091-3624와 같은 마이크로쿼사서의 관측된 심장박동 유사 변동성을 재현할 수 있는가?
• RQ3 복사압과 자기장이 다양한 블랙홀 시스템에서 원반 폭발의 지속 시간, 진폭, 주기에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ4 광도 곡선 피팅을 통해 유도된 바와 같이, μ 매개변수는 응집유동에서 자기장 강도의 프록시로 사용될 수 있는가?
• RQ5 모델 광도 곡선 피팅을 통해 중간 질량 블랙홀 HLX-1의 추정 질량과 응집률은 무엇인가?

주요 결과

• 수정된 μ-규정은 GRS 1915+105와 IGR J17091-3624의 심장박동 상태를 포함한 마이크로쿼사의 관측된 광도 곡선을 성공적으로 재현한다.
• 높은 μ 값(예: μ ≈ 0.6)에서는 원반이 더 안정해지며, 총 압력에 대한 점성 감도가 증가함에 따라 더 길고 날카로운 플레어가 발생한다.
• 모델은 블랙홀 질량 1.9 × 10⁵ M⊙ 및 각 도이티 사이클당 0.09–0.18 M⊙의 응집률로 HLX-1의 광도 곡선을 재현하며, 이는 이전 추정과 일치한다.
• HLX-1에서 플레어 지속 시간의 변동은 μ 매개변수의 변화(0.48에서 0.56로)에 의해 가장 잘 설명되며, 이는 시간이 지남에 따라 원반 자기장도가 감소함을 시사한다.
• 모델은 초거대 블랙홀 원반은 더 높은 복사압 지배를 보이며, 따라서 별질량 시스템보다 더 밝고 오래 지속되는 폭발을 나타낼 것이라고 예측한다.
• 관측치에 맞춘 μ 매개변수는 응집유동에서 자기장 강도의 독립적인 프록시로 사용될 수 있으며, 물리적 매개변수 추정이 가능하다.

Figure 2: $T$ and $\Sigma$ variability for the model with $\mu=0.5$ for a typical IMBH accretion disk. The computation shows a weakly developed instability. Parameters: $M=3\times 10^{4}M_{\odot}$ , $\alpha=0.02$ , and $\dot{m}=0.25$ . The plot is made for the radius $R=7.82R_{Schw}=15.74\frac{GM}{c