OJ 287 の正体:超巨大ブラックホールの連星系

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また,平均すれば約12年ごとに生じる OJ 287 の大増光では,(1) 増光開始の時期が厳密な周期性からずれていること, および (2) 2回の極大では光の偏光度が低下する(熱的放射に変化する)ことが, 過去120年間の光度曲線や1980年代以降の観測から明らかになりました.

これらの問題に対して,さまざまな理論的な解釈が提案されましたが, その中で最も有力と考えられているのが「歳差連星ブラックホール」モデルです. なぜなら,OJ 287 の大増光の時期とその特徴をまとめて解決可能な, 今のところ唯一の理論モデルだからです.上記の (1) を説明するためには,単純な周期性を前提とするモデルは採用できません. またブレーザーの通常時の光源であるジェットは 非熱的なシンクロトロン放射が卓越するので,(2) を説明するためにジェットをなんらかの理由で増幅させるモデルは採用できません.

OJ 287 の歳差連星ブラックホールモデル

歳差連星ブラックホールモデルは1996年に発表され, それ以後の大増光の時期を事前に予測できた唯一の理論です. このモデルでは2つの超巨大ブラックホールで連星系を構成し, 約12年に2回生じる短い熱的放射を説明するために, 大きい方のブラックホールの周囲に存在する降着円盤に, もう片方のブラックホールが1公転につき2度衝突すると考えます(図3). また増光時期のずれを説明するため公転軌道が大きく歳差 (precessing)していると考えます.

過去120年間の大増光の開始時期と降着円盤での衝突を整合できる軌道運動を計算することで,連星系の様々なパラメータが決まります(表1). その際には,時空の引きずりや重力波放射などの一般相対性理論の効果 を考慮した近似項を加味してゆくポストニュートン近似と呼ばれる手法を用います. その結果,太陽質量の約180億倍の重力源 (このような天体は超巨大ブラックホールでなければ説明できません) が存在しなければならないことや, ブラックホールのスピンパラメータなどが決まります. また衝突の前後に降着円盤から引き抜かれるガスの塊が熱制動放射によって 明るく輝く「熱的フレア」により,12年に2回生じる増光の規模や放射の特性 を説明できます. 超巨大ブラックホールの質量やスピンをこれほどの高精度で 観測的に推定できたのは史上初のことです.

ところで,OJ 287 の連星ブラックホールを地球から見ることは可能なのでしょうか? 現時点で最も視力が良い望遠鏡といえる Event Horizon Telescope(超長基線電波干渉計) によって,M87の中心核にあると考えられていた 超巨大ブラックホールの影を実際に撮影した画像が2019年4月10日に発表されました. このときの解像度は約20マイクロ秒角でした.OJ 287 の2つの超巨大ブラックホールを見分けるには10マイクロ秒角程度(以下) の空間分解能が必要と予測されますので,もう少し足りないようです. 将来に期待です.


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図3
図3: OJ 287 の歳差連星ブラックホールモデルの模式図
(credit: Gary Poyner; 図中の文字を日本語に改変)

パラメータ
大きい方のブラックホールの質量 183.5億太陽質量
(18348±7.92×106 Mo
小さい方のブラックホールの質量 1.5億太陽質量
(150.13±0.25×106 Mo
公転軌道の離心率 0.653±0.001
公転軌道の歳差率 38.62±0.01 度/公転
大きい方のブラックホールのスピン 0.381±0.004
2017年時の軌道周期(地球での値) 12.062±0.007 年
重力波放射による軌道周期の減衰率 0.00099±0.00006
表1: 改訂された OJ 287 の主なパラメータ (Dey et al. 2018

松本 桂 (大阪教育大学 天文学研究室)
e-mail: katsura@cc.osaka-kyoiku.ac.jp