[論文レビュー] Magnetic field amplification in collapsing, non-rotating stellar cores

M. Obergaulinger, Hans‐Thomas Janka|arXiv (Cornell University)|Jan 6, 2011

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 13

ひとこと要約

本研究は、軸対称的でニュートリノ輸送を伴う理想MHDシミュレーションを用いて、非回転性15 M☉星の核におけるコア崩壊時およびバウンス後の磁場増幅を調査する。乱流対流と波の干渉が流れの速度と等価エネルギーを示す磁場を増幅させることを明らかにしたが、磁場が磁星レベル（約10¹⁴–10¹⁵ G）に達するのは、強い初期磁場（約10¹¹–10¹² G）からのみであり、核の流れに顕著な力学的影響を与えるが、500 msバウンス後までの2次元シミュレーションでは爆発は発生しなかった。

ABSTRACT

Context. The influence of magnetic fields on stellar core collapse and explosion is not well explored. It depends on the possibility to amplify the pre-collapse fields. Without rotation this can happen by compression, convection, the standing accretion shock instability, and the accumulation and growth of Alfven waves in the accretion flows. Aims. We investigate such amplification mechanisms of the magnetic field during the collapse and post-bounce evolution of the core of a non-rotating 15 solar mass star with varied initial field strengths, taking into account the microphysical equation of state and neutrino physics crucial for supernova cores. Methods. We perform simulations of ideal MHD with neutrino transport in axisymmetry. The transport of electron neutrinos and antineutrinos is treated with a new scheme that solves the energy-dependent set of radiation energy and momentum equations in 2d by using an analytic closure relation. Results. The magnetic field undergoes amplification by turbulent flows. We find indications for amplification by interacting waves in accretion streams. The fields can reach up to equipartition with the velocity field. Very high magnetic field strengths require very strong pre-collapse fields and are able to shape the post-bounce flow, leading to a pattern dominated by low-order multipoles. Such models are closest to a successful explosion. Conclusions. Magnetic fields can build up to interesting strengths even in non-rotating collapsing stellar cores. Starting with fields in the pre-collapse core as predicted by present stellar evolution models, typical neutron star fields emerge, whereas stronger progenitor fields lead to fields of magnetar strength. Only in the latter case the fields have dynamical effects on the flows in the supernova core. However, in none of our 2D simulations, we find an explosion until 500 ms post-bounce.

研究の動機と目的

• 非回転星の核におけるコア崩壊時およびバウンス後の磁場増幅メカニズムを調査すること。
• 乱流、波の干渉、ニュートリノ物理学が弱い種磁場を力学的に重要な強度に増幅する役割を評価すること。
• 磁場が運動エネルギーと等価エネルギーに達するかどうか、および超新星爆発メカニズムに与える影響を評価すること。
• 初期磁場強度が最終的な磁場増幅およびバウンス後の流れ構造に与える影響を評価すること。
• 現実的な微視的物理およびニュートリノ輸送を含む2次元シミュレーションで、磁場が爆発を駆動できるかどうかを検証すること。

提案手法

• ニュートリノ輸送を新たなエネルギーおよび運動量依存型放射輸送スキームで組み込んだ、軸対称的で理想MHDのシミュレーションを実施。
• MHDおよびニュートリノモーメント方程式に、HLLまたはLax-Friedrichsのリーマンソルバを用いた2次元、陰解法、高次精度の有限体積法を適用。
• 放射モーメント方程式に対して解析的閉じ込め関係を適用し、剛性のあるニュートリノ相互作用項を陰的に取り扱い、時間ステップ制限を回避。
• 吸収・放射（νₑおよびν̄ₑ）、核子への弾性散乱、重い核へのコherent散乱の縮小された反応セットを用いてニュートリノ-物質相互作用をモデル化。
• 共動フレーム形式をニュートリノ輸送に適用し、モーメント方程式に速度依存項を含める。
• 明示的時間積分スキーム内で手動でパウリの禁則原理をニュートリノ数密度に適用。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 非回転星の核における磁場は、流体力学的不安定性および波動ダイナミクスによって、運動エネルギーと等価エネルギーにまで増幅可能か？
• RQ2 バウンス後の核で磁星レベル（約10¹⁴–10¹⁵ G）の磁場に達するには、どの程度の初期磁場強度が必要か？
• RQ3 増幅された磁場は、原始中性子星領域のバウンス後の流れ構造およびダイナミクスにどの程度影響を及ぼすか？
• RQ4 磁場のみで、現実的なニュートリノ物理学および微視的状態方程式を含む2次元シミュレーションで爆発を駆動できるか？
• RQ5 回転が存在しない条件下で、波の干渉および乱流対流は、磁場増幅にどの程度寄与するか？

主な発見

• 磁場は、特に対流領域および降着流で乱流による運動的増幅を経験する。
• 降下および上行のAlfvén波が降着流内で干渉することで、磁場増幅が促進され、波媒長による増幅メカニズムの可能性が示唆される。
• 磁場強度は、速度場と等価エネルギーに達し、初期磁場が10⁹–10¹⁰ Gのとき、典型的な中性子星磁場（約10¹²–10¹³ G）が生成される。
• 磁星レベルの磁場（約10¹⁴–10¹⁵ G）は、初期磁場が10¹¹–10¹² Gを超える場合にのみ達成され、初期条件に強く依存することが示された。
• このような高い磁場は、バウンス後の流れを顕著に変形させ、低次の多極構造を促進し、爆発メカニズムに最も関連する。
• 強力な磁場増幅が見られたにもかかわらず、500 msバウンス後までの2次元シミュレーションではいかなる場合でも爆発が達成されず、爆発には3次元効果または追加の物理的要因が必要である可能性を示唆した。