[論文レビュー] Disc formation from stellar tidal disruptions

Clément Bonnerot, Elena M. Rossi+2 more|arXiv (Cornell University)|Jan 19, 2015

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 3

ひとこと要約

この論文では、流体力学的シミュレーションを用いて、星の破片が相対論的アプシス進動によって軌道的 timescale で円形軌道に変わる様子を示している。その結果、流れの自己交差が生じる。冷却が効率的であれば、狭い、超Eddington率で降着するリングが形成される。冷却が抑制されれば、円形化の過程で超Eddington率で排水される、遠心力で支えられるトーラスが形成される。

ABSTRACT

The potential of tidal disruption of stars to probe otherwise quiescent supermassive black holes cannot be exploited, if their dynamics is not fully understood. So far, the observational appearance of these events has been commonly derived from analytical extrapolations of the debris dynamical properties just after the stellar disruption. In this paper, we perform hydrodynamical simulations of stars in highly eccentric orbits, that follow the stellar debris after disruption and investigate their ultimate fate. We demonstrate that gas debris circularize on an orbital timescale because relativistic apsidal precession causes the stream to self-cross. The higher the eccentricity and/or the deeper the encounter, the faster is the circularization. If the internal energy deposited by shocks during stream self-interaction is readily radiated, the gas forms a narrow ring at the circularization radius. It will then proceed to accrete viscously at a super-Eddington rate, puffing up under radiation pressure. If instead cooling is impeded, the gas forms an extended, mostly centrifugally supported torus. In this case, however, the viscous timescale is comparable to the circularization timescale and the torus is being drained at a super-Eddington rate while forming.

研究の動機と目的

• 高い離心率の軌道上での星の破片の動的進化を理解すること。
• 最初からシミュレーションにより破片の進化を再現することで、解析モデルと観測された潮汐破壊現象との間に生じる矛盾を解消すること。
• 冷却効率が破片の最終的構造と降着率にどのように影響するかを特定すること。

提案手法

• 超大質量ブラックホールの周囲を高い離心率で回る星の3次元流体力学的シミュレーションを実施する。
• 破壊後の星の破片の進化を追跡し、衝撃加熱および流れの自己相互作用に起因するエネルギーの寄与を含める。
• 相対論的アプシス進動をモデル化して、流れの自己交差と円形化を引き起こすメカニズムを捉える。
• 冷却効率を変化させ、急速なエネルギー放射損失がある場合とない場合を比較する。
• 粘性降着モデルを用いて、円形化後の降着率と構造的進化を評価する。
• 異なる物理的条件下での破片の形状と降着ダイナミクスを分析する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星の破片は潮汐破壊後にどのくらいの速さで円形軌道に変わるのか。そのプロセスを駆動する物理的メカニズムは何か。
• RQ2 円形化後に破片が狭いリングを形成するか、広がったトーラスを形成するかを決定するのは何か。
• RQ3 冷却時間スケールが破片の降着率と構造的安定性にどのように影響するか。
• RQ4 円形化段階における破片の降着率は何か。Eddington限界を超えるか。
• RQ5 冷却が非効率な場合、放射圧は降着中の破片の進化にどのように影響するか。

主な発見

• 星の破片は、相対論的アプシス進動によって軌道的 timescale で円形軌道に変わる。この進動が流れの自己交差を引き起こす。
• 高い離心率と深い接近が、円形化プロセスを加速する。
• 冷却が効率的であれば、円形化半径に狭い、超Eddington率で降着するリングが形成される。
• 冷却が抑制されれば、円形化の過程で超Eddington率で排水される、広がった遠心力で支えられるトーラスが形成される。
• 冷却が非効率な場合、粘性時間スケールが円形化時間スケールと同等になり、トーラスの形成と降着が同時に進行する。
• 冷却が速い場合、放射圧により降着物質が膨張し、降着幾何学的形状が変化する。