[論文レビュー] Magnetic Fields in Accretion Disks: A Review

Amir Jafari|arXiv (Cornell University)|Apr 21, 2019

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 2被引用数 5

ひとこと要約

本稿は、降着円盤における大規模磁場の内向き輸送に関する理論的モデルをレビューし、特に円盤中間面における磁場拡散の課題に対処することに焦点を当てる。磁場の上昇浮力と乱流ポンプ作用が、磁場を垂直方向に輸送することで、再結合を低減し、効率的なジェット発生に不可欠な強い湾曲磁場を円盤表面に形成することを提案する。

ABSTRACT

We review the current theoretical models of the inward advection of the large scale external magnetic fields in accretion discs. The most plausible theories for launching astrophysical jets rely on strong magnetic fields at the inner parts of the host accretion disks. An internal dynamo can in principle generate small scale magnetic fields in situ but generating a large scale field in a disk seems a difficult task in the dynamo theories. In fact, as far as numerous numerical experiments indicate, a dynamo-generated field in general would not be coherent enough over the large length scales of order the disk's radius. Instead, a large scale poloidal field dragged in from the environment, and compressed by the accretion, provides a more promising possibility. The difficulty in the latter picture, however, arises from the reconnection of the radial field component across the mid-plane which annihilates the field faster than it is dragged inward by the accretion. We review the different mechanisms proposed to overcome these theoretical difficulties. In fact, it turns out, that a combination of different effects, including magnetic buoyancy and turbulent pumping, is responsible for the vertical transport of the field lines toward the surface of the disk. The radial component of the poloidal field vanishes at the mid-plane, which efficiently impedes reconnection, and grows exponentially toward the surface where it can become much larger than the vertical field component. This allows the poloidal field to be efficiently advected to small radii until the allowed bending angle drops to of order unity, and the field can drive a strong outflow.

研究の動機と目的

• 円盤中間面における急速な拡散にもかかわらず、大規模磁場を安定して維持する理論的課題に対処すること。
• 宇宙空間からの外部磁場の内向き輸送が、強力な内側円盤磁場の源として成立するかを評価すること。
• 特に磁場の幾何学的形状、特に磁場の曲げ角がジェット発生効率に与える影響を検討すること。
• 再結合に対して一貫性のある大規模磁場を維持するための乱流輸送メカニズムの役割を分析すること。
• 数値シミュレーションで示される磁場輸送と、MHD理論が予測する急速な拡散の矛盾を解消すること。

提案手法

• 内向き輸送速度 $ v_{\text{adv}} \sim \nu / r $ と外向き拡散速度 $ v_{\text{diff}} \sim (\eta / h)(B_r / B_z) $ のバランスを分析し、$ B_r / B_z \sim h / r $ という条件に到達する。
• 中間面における再結合問題を検討：反対方向の径方向磁場は急速に消滅するため、再結合が抑制されない限り、磁場の生存は制限される。
• 磁場の上昇浮力と乱流ポンプ作用を導入し、磁場線を垂直方向に輸送することで、中間面における再結合を低減する。
• 乱流拡散係数 $ \eta $ を用いたMHD方程式を用いて、場の進化をモデル化し、$ \nu / \eta \sim 1 $ を仮定する。
• 効率的なジェット発生の基準として、Blandford-Payne条項 $ \tan^{-1}(B_r / B_z) \geq 30^\circ $ を適用する。
• 中間面では $ B_r \ll B_z $（再結合を抑制）、表面では $ B_r \gg B_z $（噴流を可能にする）という磁場配置を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ダイナモ理論が、円盤半径全体にわたって一貫性のある大規模磁場を生成できないのはなぜか？
• RQ2 中間面における急速な再結合にもかかわらず、大規模磁場が内側円盤へ輸送され続けるのはなぜか？
• RQ3 磁場フラックスを垂直方向に輸送し、中間面における再結合を低減するとともに、磁場の一貫性を保つ物理的メカニズムは何か？
• RQ4 磁気中心力機構による効率的なジェット発生に必要な最小の曲げ角は何か？
• RQ5 乱流拡散係数と粘性係数は、降着円盤内での磁場の径方向および垂直方向輸送にどのように影響するか？

主な発見

• 宇宙空間からの大規模磁場は、中間面における再結合が抑制されれば、内向きに輸送され得る。
• 磁場の上昇浮力と乱流ポンプ作用は、ポリロイダル磁場線を効率的に上向きに輸送し、中間面における径方向磁場成分を低減する。
• 径方向磁場成分 $ B_r $ は、円盤表面に向かって指数関数的に増大し、$ B_r / B_z \gg 1 $ を達成する。これにより、$ \geq 30^\circ $ の曲げ条件を満たす。
• 中間面では $ B_r \approx 0 $ であるため、再結合が抑制され、磁場の急速な消滅が防がれる。
• 磁場は、曲げ角が1次程度に低下するまで小半径まで輸送可能であり、その時点で強力な噴流を駆動できる。
• 数値シミュレーションでは磁場輸送が支持されるが、MHD理論では、垂直方向輸送メカニズムが含まれない限り、より速い拡散が予測される。