[論文レビュー] Hydrodynamical interaction between an accretion flow and a stellar wind

S. Mendoza, J. Cantó+1 more|Redalyc (Universidad Autónoma del Estado de México)|Jan 21, 2004

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、回転する降着流と星風の相互作用を簡略化した流体力学的モデルで提示し、圧力勾配のバランスを用いて衝撃波の進化と電波連続体放射を予測する。主な貢献は、星風-降着衝撃界面の電波マップを生成する予測フレームワークの確立であり、遅い時刻における放射のスケーリングは $ S_\nu \propto \dot{M}_w v_w^{1.68} $ に従い、$ \lambda > 1/2 $ および $ \tau_\nu \ll 1 $ の条件下で有効である。

ABSTRACT

Molecular clouds in the interstellar medium suffer gravitational instabilities that lead to the formation of one or multiple stars. A recently formed star inside a cold cloud communicates its gravitational force to the surrounding environment and soon an accretion flow falling into the star develops. After their formation, all stars soon eject a wind of gas that interacts with the external accretion flow. This interaction produces a shock wave that evolves with time. The work presented in this article formulates a simple prescription for the evolution of this interaction. With the aid of this model we construct a few radio continuum maps of the source.

研究の動機と目的

• 若年星における回転する低角運動量降着流と星風の相互作用を扱える簡便な流体力学的モデルの構築を目的とする。
• 星風-降着相互作用によって形成される衝撃界面からの観測可能な電波連続体放射を予測すること。
• 特定の圧力勾配バランス条件下で有効な薄層近似を確立すること。
• 観測と比較可能な合成電波連続体マップの作成。
• 簡略化された力のバランス力学を用いて、衝撃構造と放射の時間発展を定量化すること。

提案手法

• 星風の圧力（$ \dot{M}_w v_w $）と降着流の圧力（$ \dot{M} v_k $）の圧力勾配バランスを用い、次元なしのパラメータ $ \lambda $ を定義する。ここで $ v_k $ は $ r_d $ におけるケプラー速度である。
• 小角運動量と多変指数状態方程式 $ p/p_\infty = (\rho/\rho_\infty)^\kappa $ を仮定し、Ulrichの降着モデルを円柱対称性で適用する。
• 衝撃波面の形状を力のバランスから導出し、衝撃波が薄く、時間とともに進化すると仮定する。$ \lambda \gg 1 $ の場合、無限大への拡張が生じる。
• 熱的自由自由放射のためのCurielら（1989）の式を用いて光学的厚さ $ \tau_\nu $ を計算する：$ \tau_\nu \propto n v_s^{1.68} T^{-0.55} \nu^{-2.1} $。
• 薄層近似（$ \tau_\nu \ll 1 $）の下で輝度温度 $ T_B = T \tau_\nu $ を計算し、輝度温度等高線を描けるようにする。
• 球座標系を用いて投影立体角全体にわたって積分し、放射度 $ S_\nu \propto \int \tau_\nu \, \mathrm{d}a / D^2 $ を計算することで、観測可能なマップを導出する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星風が回転する低角運動量降着流と相互作用する際、衝撃波面は時間とともにどのように変化するか？
• RQ2 どのような条件下で相互作用が定常状態に達し、また衝撃波が無限大に拡張するのか？
• RQ3 星風-降着衝撃界面の観測可能な電波連続体放射の特徴は何か？
• RQ4 放射度と輝度温度は、時間および星風の質量損失率や速度といった物理的パラメータにどのように依存するか？
• RQ5 衝撃層の薄層近似の有効範囲は何か？

主な発見

• $ \lambda \gg 1 $ の場合、衝撃波面は無限大に拡張するため、薄層近似は成立しなくなる。一方、$ \lambda < 1/2 $ の場合、定常状態の構成が可能である。
• $ \lambda > 1/2 $ の場合、遅い時刻における放射の強度は定常値に漸近する：$ S_\nu \approx 3.37 \, \text{mJy} \times (\dot{M}_w / 10^{-7} \, M_\odot \text{yr}^{-1}) (v_w / 300 \, \text{km s}^{-1})^{1.68} (T / 10^4 \, \text{K})^2 (\nu / 5 \, \text{GHz})^{-0.1} (D / 150 \, \text{pc})^{-2} $。
• 光学的厚さ $ \tau_\nu \ll 1 $ であるため、輝度温度の計算に $ T_B = T \tau_\nu $ を用いることが妥当である。
• 衝撃波面の電波連続体マップは、天球上の $ T_B $ 等高線を投影することで生成され、その構造は $ \lambda $ に依存する。
• 放射の時間発展は時間依存的であり、$ \lambda < 1/2 $ の場合にのみ定常状態に達する。その特徴的な時定数は $ \lambda $ に関連する。
• モデルは典型的な若年星のパラメータに対して観測可能なmJyレベルの放射度を予測し、mm/sub-mmおよびcm波長帯の観測において関連性がある。