[論文レビュー] Magnetohydrodynamic Models for the Structure of Pulsar-Wind Nebulae

Stephen P. Reynolds|arXiv (Cornell University)|Aug 27, 2003

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 3

ひとこと要約

この論文は、ケネル＆コロニティの定常状態磁気流体力学（MHD）モデルを拡張し、カブ星雲以外のパルサー風雲（PWN）への適用可能性を検討する。球対称性、完全にトロイダルな磁場、定常状態の力学を仮定し、$σ$（磁場エネルギー流束と粒子エネルギー流束の比）の変動に応じた電子エネルギーの進化とシンチロトロン放射率をモデル化する。その結果、予測されるX線光子指数の半径依存性とネビュラサイズの時間的変化が観測と矛盾することを示し、非定常または非球対称な流れ、および対流を超えた電子輸送の必要性を示唆する。

ABSTRACT

The Crab Nebula is well-described at optical wavelengths and above by a steady-state magnetohydrodynamic model due to Kennel and Coroniti (1984). Can this class of model describe other pulsar-wind nebulae? I exhibit simple generalizations of KC models,for various values of sigma, the ratio of magnetic to particle flux input at the wind shock. I calculate the evolution of the electron spectrum and synchrotron emissivity in the nebula assuming spherical symmetry, a steady state, and a purely toroidal magnetic field. Emission profiles depend on the initial magnetic field B_0, the electron spectral index s, and the angle of the toroidal axis with the line of sight, phi. I show integrated spectra and radial profiles for various cases, along with predicted variations of photon index Gamma with radius in X-rays. Most models predict much smaller sizes in X-rays, and curves of Gamma(r) which do not resemble observations. Further elaborations of the dynamics of PWNe seem necessary.

研究の動機と目的

• ケネル＆コロニティ（KC84）の定常状態MHDモデルが、カブ星雲以外のパルサー風雲を記述できるかどうかを評価すること。
• $σ$、初期磁場$B_0$、電子スペクトル指数$s$、観測角度$φ$の変動がシンチロトロン放射プロファイルおよびスペクトルに与える影響を調査すること。
• モデルが予測するネビュラサイズおよび半径依存の光子指数$\Gamma(r)$の時間的変化が、非カブPWNのX線観測と一致するかどうかを特定すること。
• 単純なMHDフレームワークが、特に明るさが低く、広がりのあるネビュラ（例：3C 58）において観測されたPWNの形態およびスペクトル的挙動を説明できない限界を同定すること。

提案手法

• 定常状態、球対称なMHDモデルを採用し、完全にトロイダルな磁場を仮定し、$σ$の変動に応じたKC84モデルの一般化を行う。
• 衝撃波後の流れのダイナミクスを記述する速度則$u(r) = \frac{1}{r^2}(1 - u_\infty) + u_\infty$を用いる。ここで$u_\infty = \sigma / (1 + \sigma)$である。
• 電子エネルギーの進化方程式$E(t) = \frac{E_0 \alpha^{1/3}}{1 + E_0 (a B_0^2 r_0 / v_0) \int z^{-8/3} u^{-10/3} dz}$を用いて、放射損失および断熱的損失を追跡する。
• シンチロトロン放射率を決定するため、電子分布$N(E) = N(E_0) \left( \frac{E_0^2}{E^2} \right) \left( \frac{\rho}{\rho_0} \right)^{4/3}$を計算する。
• 立体角にわたる放射率の数値的積分により、さまざまな視点角$\phi$（$\phi = 0^\circ$は磁場平面が視線方向に正面を向く状態）に対する輝度プロファイルを生成する。
• さまざまな$\sigma$、$s$、$B_0$、$\phi$について、統合スペクトルおよび半径方向プロファイルを計算し、X線における予測光子指数$\Gamma(r)$を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ケネル＆コロニティの定常状態MHDモデルは、カブ星雲以外のパルサー風雲の構造および放射を記述できるか？
• RQ2 $σ$、電子スペクトル指数$s$、視点角$φ$の変動が、PWNの予測X線輝度プロファイルおよびスペクトル指数にどのように影響を与えるか？
• RQ3 モデルが予測するX線光子指数$\Gamma(r)$の半径依存性は、G21.5-0.9のようなPWNの観測傾向と一致するか？
• RQ4 電波からX線周波数にかけてネビュラサイズが減少するというモデル予測は、電波サイズと一致する広がりのあるX線放射を示すPWN（例：3C 58）の観測と一致するか？
• RQ5 X線放射の予測半高全幅（HWHM）半径は観測範囲内にあるか、それとも小さすぎるのか？

主な発見

• すべてのMHDモデルは、電波とX線周波数間でネビュラサイズが著しく減少することを予測しており、少なくとも2倍以上小さくなる。これは、X線放射が電波端まで広がるPWN（例：3C 58）の観測と矛盾する。
• モデルはX線輝度プロファイルのHWHM半径を、注入半径の3～6倍に制限しており、観測されたネビュラと比較して小さすぎる可能性がある。
• 予測されるX線光子指数$\Gamma(r)$の半径依存性は線形でなく、G21.5-0.9のようなPWNの観測で見られるような概ね線形な$\Gamma(r)$傾向とは一致しない。
• 平坦なスペクトル（$s \sim 1$）を仮定した場合、モデルはスペクトルに明確なエネルギー損失「ピーク」を生成し、広い周波数範囲で上に凸のカーブを示す。
• 視点角$\phi$はフラックスの正規化に影響を与えるが、統合スペクトルの形状にはほとんど影響せず、放射損失が顕著なエネルギー領域ではプロファイル形状に対してもわずかな影響しか与えない。
• モデルは観測された明確なサイズ変化の欠如およびX線における線形$\Gamma(r)$傾向を再現できないため、非定常または非球対称な流れ、および/または電子拡散がデータを説明するために必要であると示唆する。