[論文レビュー] Interaction of a magnetized pulsar wind with its surroundings. MHD simulations of Pulsar Wind Nebulae

E. van der Swaluw|ArXiv.org|Mar 31, 2003

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 21被引用数 37

ひとこと要約

本論文は、磁化されたパルサー風が銀河間物質（ISM）または自由に拡張する超新星残骸中に展開する2.5次元磁気流体力学（MHD）シミュレーションを提示し、トロイダル磁場がパルサー風ネbulae（PWN）の縦長形状を動的に駆動することを示している。シミュレーションは、磁気的効果が存在してもPWNの拡張がべき乗則に従うことを確認しており、歪みの度合いは磁化パラメータσにほとんど依存しない。これは、3C58がISMと直接相互作用している若年PWNであるか、逆方向シャワーによって圧縮されている可能性を支持する。

ABSTRACT

Magnetohydrodynamical simulations are presented of a magnetized pulsar wind interacting directly with the interstellar medium, or, in the case of a surrounding supernova remnant, with the associated freely expanding ejecta of the progenitor star. In both cases the simulations show that the pulsar wind nebula will be elongated due to the dynamical influence of the toroidal magnetic fields, which confirm predictions from a semi-analytical model presented by Begelman & Li. The simulations follow the expansion of the pulsar wind nebula when the latter is bounded by a strong shock and show that the expansion can be modeled with a standard power-law expansion rate. By performing different simulations with different magnetization parameters, I show that the latter weakly correlates with the elongation of the pulsar wind nebula. The results from the simulations are applied to determine the nature of the expansion rate of the pulsar wind nebula 3C58. It is shown that there is both observational and theoretical evidence which supports the scenario in which the pulsar wind nebula 3C58 has caught up with the reverse shock of the associated (but undetected) supernova remnant.

研究の動機と目的

• 2.5次元軸対称MHDシミュレーションを用いて、トロイダル磁場がパルサー風ネbulae（PWN）の形態的・動的特性に与える影響を調査すること。
• 音速を超える時間依存的かつ超音速のPWN拡張において、磁気的圧力勾配が蟹星雲のようなPWNの縦長形状を説明できるかを検証すること。
• 磁化パラメータσがPWNの進化および縦長形状に与える役割を評価すること。
• 3C58という裸のプラリオンの進化段階を、シミュレートされたPWNの動態と比較することで評価すること。
• 3C58の観測的拡張速度と年齢の矛盾を、異なる環境条件下でのPWN進化理論モデルと一致させること。

提案手法

• パルサー風バブルを強い衝撃波で囲むMHDシミュレーションを、Versatile Advection Code（VAC）を用いて2.5次元軸対称的に実行する。
• 相対論的パルサー風の磁場構造を再現するため、パルサー位置にトロイダル磁場成分を導入する。
• 2つのシナリオをモデル化する：均一な銀河間物質（ISM）との相互作用、および自由に拡張する超新星残骸との相互作用。
• 衝撃波の位置と圧力分布を追跡し、磁気的ピンチング力と径方向圧力勾配のバランスを分析する。
• Poyntingフラックスと運動エネルギー流束の比である磁化パラメータσを複数のシミュレーションで変化させ、PWNの縦長化および拡張速度に与える影響を評価する。
• PWN半径の時間的変化をべき乗関数 $ R_{\rm pwn} \propto t^{\alpha} $ にフィットさせ、磁気的効果が存在しても拡張速度を定量化する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 MHDシミュレーションは、トロイダル磁場の動的影響によって、蟹星雲のようなPWNの縦長形状を再現できるか？
• RQ2 磁化パラメータσは、超音速拡張中のPWNの縦長度に顕著な影響を及ぼすか？
• RQ3 PWNがISMと直接相互作用しているか、または逆方向シャワーによって圧縮されている場合、3C58の観測された拡張速度がべき乗則モデルと整合するか？
• RQ4 PWNの最大縦長度に達するのはどの進化段階か？これは初期段階か、後期段階か？
• RQ5 3C58の形態は、ISMと相互作用する裸のプラリオンとしてのものと整合するか？それとも、逆方向シャワーによる圧縮が必要か？

主な発見

• シミュレーションは、トロイダル磁場が磁気的ピンチング力を生成し、これが径方向圧力の不均衡を引き起こし、PWNを対称軸に沿って縦長に変形させることを確認した。
• 顕著な縦長化は主にPWN拡張の初期段階で発生し、時間とともに飽和する。
• 強い磁場が存在してもPWNの拡張はべき乗則 $ R_{\rm pwn} \propto t^{\alpha} $ に従うことが確認され、磁気的効果が全体のスケーリング行動を破壊しないことを示している。
• 縦長度は磁化パラメータσにほとんど依存せず、磁場強度が最終的なネbulaの形状に限られた影響しか与えないことを示唆している。
• 3C58の観測された形態は、ISM中に展開する磁化PWNのシミュレートされた形態と一致しており、これは3C58がまだ逆方向シャワーと相互作用していない裸のプラリオンである可能性を示唆している。
• 一方、逆方向シャワーによる圧縮のシナリオも妥当であり、低速な観測拡張速度、高い磁場、およびコンパクトな終端衝撃波半径 ($ R_{\rm ts}/R_{\rm pwn} \sim 0.01 $) を説明可能であり、歴史的関連性（SN 1181）を保持している。