[論文レビュー] Models of stars rotating near the critical limit

G. Meynet, C. Georgy+4 more|ArXiv.org|Oct 20, 2009

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 5

ひとこと要約

本稿は、臨界限界に近い回転を行う星のモデルを調査し、エディントン因子に基づいて二つの臨界速度を区別する：古典的臨界速度（Γ < 0.639）と修正された臨界速度（Γ > 0.639）。星が臨界限界に近づくと、強い歪み、経度方向の温度変化、強化された極域風、および赤道面ディスクの可能性が生じ、質量放出と角運動量損失は風の非対称性および光学定数の変化に敏感である。主な貢献は、二重臨界速度フレームワークの明確化と、干渉計測定による観測可能な星の性質へのその影響である。

ABSTRACT

When the surface angular velocity is above about 70% of the critical angular velocity, many interesting features appear which may be tested by interferometric observations, like significant deformation of stars, variation of the effective temperature with the latitude. Also polar winds become important and equatorial disks may appear. Near the critical limit, convection is also favored in the outer layers. In the present paper, we emphasize the need for a proper estimate of the critical velocity since this is the ratio of the actual velocity of the star to that critical velocity which determines the amplitude of the above effects. We recall the existence of two critical velocities. The first one, also called the classical critical velocity is the one to consider when the star has an Eddington factor inferior to 0.639, while the second one is the one to be considered when the Eddington factor is above 0.639. The features of the star at these two critical limits may be very different.

研究の動機と目的

• 回転星における二つの臨界速度の違いを明確化すること：古典的臨界速度（Γ < 0.639）と修正された臨界速度（Γ > 0.639）、それぞれが異なる物理的挙動を支配すること。
• 臨界速度の選択が、星の歪み、有効温度の変動、質量放出の非対称性といった観測可能な特徴に与える影響を評価すること。
• 臨界回転限界に近い星における風の非対称性および光学定数の変化が、角運動量損失に与える影響を評価すること。
• アケナールやベガのような高速回転星の干渉計測定観測を解釈するためのフレームワークを提供すること。観測された形状と風の性質を理論的モデルと結びつけること。
• 星の進化モデルと風駆動による質量放出を臨界限界近くで正確にモデル化するにあたり、臨界速度の正確な推定の重要性を強調すること。

提案手法

• 回転星の重力ポテンシャルをローチ近似を用いてモデル化し、外層のみが歪むと仮定し、臨界速度を $\upsilon_{\rm crit} = \sqrt{GM / R_{\rm ec}} = \sqrt{2GM / (3R_{\rm pc})}$ として導出する。ここで $R_{\rm ec}$ と $R_{\rm pc}$ は、臨界回転時の赤道半径および極半径である。
• バーナウ・ツェイプルの定理を適用し、放射エネルギーfluxの経度方向の変化をモデル化することで、特に高温の早期型星における非対称な線駆動風を誘導する。
• 二重臨界速度フレームワークを導入：$\Gamma < 0.639$ の場合の $\upsilon_{\rm crit,1}$（古典的ケース）と $\Gamma > 0.639$ の場合の $\upsilon_{\rm crit,2}$ で、後者は連続的透過率の支配を反映し、質量放出と歪みの挙動を変化させる。
• 星の表面にわたる質量放出率を統合することで角運動量損失をモデル化し、風の速度と回転軸からの距離の両方の経度依存性を考慮する。
• 星の進化モデル（例：Schaller et al. 1992）を用いて、$\lg g_p$ 対 $\lg R_p/R_\odot$ 空間における進化軌道を計算し、臨界周期と臨界速度を重ね合わせて、臨界回転領域を特定する。
• ローチ近似が観測形状（例：アケナールの $R_e/R_p \approx 1.5$）に与える影響を分析し、内部回転プロファイルおよび角運動量輸送と結びつける。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 二つの明確に異なる臨界速度（$\upsilon_{\rm crit,1}$ と $\upsilon_{\rm crit,2}$）は、回転星の物理的構造と観測可能な性質にどのように影響を与えるか？
• RQ2 バーナウ・ツェイプルの定理と光学定数の変化によって駆動される風の非対称性は、臨界限界に近い回転星における角運動量損失にどのような影響を与えるか？
• RQ3 エディントン因子 $\Gamma$ が、質量放出と歪みのモデル化において、古典的臨界速度か修正された臨界速度のどちらを用いるかをどのように決定するか？
• RQ4 アケナール や ベガ などの星の干渉計測定観測は、ローチ近似と臨界速度フレームワークをどの程度支持するか？
• RQ5 $\eta$ カラネアはなぜ極域風を示すのか？ これは、その表面回転速度が古典的臨界速度 $\upsilon_{\rm crit,1}$ に近いかどうかに関係しているか？

主な発見

• エディントン因子 $\Gamma < 0.639$ の場合、古典的臨界速度 $\upsilon_{\rm crit,1} = \sqrt{GM / R_{\rm ec}}$ が適用され、この限界に近い星は $R_e/R_p \approx 1.5$ の歪みを示し、アケナールの干渉計測定観測と整合的である。
• $\Gamma > 0.639$ の場合、臨界速度 $\upsilon_{\rm crit,2}$ は $\upsilon_{\rm crit,1}$ より顕著に低く、歪みは弱くなり、表面回転速度が高くても風はより等方的になる可能性がある。
• バーナウ・ツェイプル効果に起因する風の非対称性は、極域風を強化し、赤道域の質量放出を弱めるが、赤道域の力のモーメントが大きいことから、角運動量の純損失はわずかにとどまる。
• 赤道域での有効重力が低下することで質量放出率はわずかに増加するが、放射フラックスの低下と相殺され、結果として質量放出率の増加は僅かにとどまる。
• 回転が臨界限界に達すると、物質がケプラーレン軌道に放出され、赤道面ディスクの形成が予測される。これはアケナールの観測形状と整合的である。
• $\eta$ カラネアが極域風を示すことは、この星が古典的臨界速度 $\upsilon_{\rm crit,1}$ に近い回転をしているというモデル予測を支持しており、これは $\Gamma < 0.639$ を示唆している。