We present the detailed global structure of black hole accretion flows and outflows through newly performed two-dimensional radiation-magnetohydrodynamic simulations. By starting from a torus threaded with weak toroidal magnetic fields and by controlling the central density of the initial torus, rho_0, we can reproduce three distinct modes of accretion flow. In model A with the highest central density, an optically and geometrically thick supercritical accretion disk is created. The radiation force greatly exceeds the gravity above the disk surface, thereby driving a strong outflow (or jet). Because of the mild beaming, the apparent (isotropic) photon luminosity is ~22L_E (where L_E is the Eddington luminosity) in the face-on view. Even higher apparent luminosity is feasible if we increase the flow density. In model B with a moderate density, radiative cooling of the accretion flow is so efficient that a standard-type, cold, and geometrically thin disk is formed at radii greater than ~7R_S (where R_S is the Schwarzschild radius), while the flow is radiatively inefficient otherwise. The magnetic-pressure-driven disk wind appears in this model. In model C the density is too low for the flow to be radiatively efficient. The flow thus becomes radiatively inefficient accretion flow, which is geometrically thick and optically thin. The magnetic-pressure force, in cooperation with the gas-pressure force, drives outflows from the disk surface, and the flow releases its energy via jets rather than via radiation. Observational implications are briefly discussed.

Abstract Strong soft X-ray emission called soft X-ray excess is often observed in luminous active galactic nuclei (AGN). It has been suggested that the soft X-rays are emitted from a warm ( T = 10 6 ∼ 10 7 K) region that is optically thick for the Thomson scattering (warm Comptonization region). Motivated by the recent observations that soft X-ray excess appears in changing look AGN (CLAGN) during the state transition from a dim state without broad emission lines to a bright state with broad emission lines, we performed global three-dimensional radiation magnetohydrodynamic simulations, assuming that the mass accretion rate increases and becomes around 10% of the Eddington accretion rate. The simulation successfully reproduces a warm, Thomson-thick region outside the hot radiatively inefficient accretion flow near the black hole. The warm region is formed by efficient radiative cooling due to inverse Compton scattering. The calculated luminosity 0.01−0.08 L Edd is consistent with the luminosity of CLAGN. We also found that the warm Comptonization region is well described by the steady model of magnetized disks supported by azimuthal magnetic fields. When the antiparallel azimuthal magnetic fields supporting the radiatively cooled region reconnect around the equatorial plane of the disk, the temperature of the region becomes higher by releasing the magnetic energy transported to the region.

The Black Hole Explorer (BHEX) is a next-generation space very long baseline interferometry (VLBI) mission concept that will extend the ground-based millimeter/submillimeter arrays into space. The mission, closely aligned with the science priorities of the Japanese VLBI community, involves an active engagement of this community in the development of the mission, resulting in the formation of the Black Hole Explorer Japan Consortium. Here we present the current Japanese vision for the mission, ranging from scientific objectives to instrumentation. The Consortium anticipates a wide range of scientific investigations, from diverse black hole physics and astrophysics studied through the primary VLBI mode, to the molecular universe explored via a potential single-dish observation mode in the previously unexplored 50-70 GHz band that would make BHEX the highest-sensitivity explorer ever of molecular oxygen. A potential major contribution for the onboard instrument involves supplying essential elements for its high-sensitivity dual-band receiving system, which includes a broadband 300 GHz SIS mixer and a space-certified multi-stage 4.5K cryocooler akin to those used in the Hitomi and XRISM satellites by the Japan Aerospace Exploration Agency. Additionally, the Consortium explores enhancing and supporting BHEX operations through the use of millimeter/submillimeter facilities developed by the National Astronomical Observatory of Japan, coupled with a network of laser communication stations operated by the National Institute of Information and Communication Technology.

Abstract We perform a three-dimensional general relativistic radiation magnetohydrodynamics simulation of a tilted super-Eddington accretion disk around a spinning black hole (BH). The disk, which tilts and twists as it approaches the BH, precesses while maintaining its shape. The gas is mainly ejected around the rotation axis of the outer part of the disk rather than around the spin axis of the BH. The disk precession changes the ejection direction of the gas with time. The radiation energy is also released in approximately the same direction as the outflow, so the precession is expected to cause a quasiperiodic time variation of the observed luminosity. The timescale of the precession is about 10 s for a 10 M ⊙ BH and for the radial extent of a disk of several tens of gravitational radii, where M ⊙ is the solar mass. This timescale is consistent with the frequency of the low-frequency quasiperiodic oscillation (0.01–1 Hz) observed in some ultraluminous X-ray sources.

Abstract By performing general-relativistic radiative transfer calculations, we show the radio images of relativistic jets including highly magnetized regions inside jet funnels, based on steady, axisymmetric, and semianalytic general-relativistic magnetohydrodynamics models. It is found that multiple ring images appear at the photon frequency of 230 GHz for nearly pole-on observers, because of the strong light-bending effect on photons generated at the separation surface, which is the boundary between the inflow and outflow flows in the jet funnel. A bright teardrop-shaped component, which extends from the bright rings of the separation surface, also appears in the counterjet region. The diameter of the brightest outermost ring originated from the counterjet is ∼60 μ as, which is consistent with the ringlike images of M87 at 86 GHz observed with GMVA, the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, and the Greenland Telescope, whose ring diameter is ∼ 64 − 8 + 4  μ as . The thinner and smaller-diameter rings are exhibited when the black hole spin magnitude is higher. These morphological features are expected to appear without being prominently affected by the detailed magnetohydrodynamic plasma parameters of our general-relativistic ideal magnetohydrodynamic (GRMHD) jet model, since the location of the separation surface is mainly regulated by the black hole spin. Our GRMHD model and the emission features of the images in the horizon-scale, highly magnetized jet funnel may be tested by future observations, e.g., the next-generation Event Horizon Telescope and the Black Hole Explorer.