[論文レビュー] Physical and chemical vertical structure of magnetostatic accretion disks of young stars

S. A. Khaibrakhmanov, A. E. Dudorov+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 23, 2022

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 19被引用数 2

ひとこと要約

本研究では、若いT Tauri星の周囲における磁気的平衡状態の降着円盤の垂直方向物理的・化学的構造をモデル化し、星の重力、乱流加熱、放射加熱、および化石的大規模磁場を組み込む。磁場圧力勾配が、流体的平衡状態を上回る円盤の厚さをもたらすことが判明した。CN分子の濃度は光球面付近および円盤の大気中で最大値を示し、磁場強度は約0.01 Gに達する。このため、CN線のゼーマン分裂は、これらの領域における磁場測定の有効な手法である。

ABSTRACT

The vertical structure of the accretion disks of young stars with fossil large-scale magnetic field is studied. The equations of magnetostatic equilibrium of the disk are solved taking into account the stellar gravity, gas and magnetic pressure, turbulent heating, and heating by stellar radiation. The modelled physical structure of the disk is used to simulate its chemical structure, in particular, to study the spatial distribution of CN molecules. The disk of the typical T Tauri star is considered. Simulations show that the temperature within the disk in the region $r<50$ au decreases with height and density profiles are steeper than in the isothermal case. Outside the `dead' zone, vertical profiles of the azimuthal component of the magnetic field are nonmonotonic, and the magnetic field strength maximum is reached within the disk. The magnetic pressure gradient can cause an increase in the disk thickness in comparison with the hydrostatic one. The CN molecule concentration is maximum near the photosphere and in the disk atmosphere where the magnetic field strength at chosen parameters is $\sim 0.01$ G. Measurements of the Zeeman splitting of CN lines in the submm range can be used to determine the magnetic field strength in these regions of accretion disks.

研究の動機と目的

• 化石的大規模磁場が若い星の周囲の降着円盤の垂直構造に与える影響を調査すること。
• 星の重力、乱流加熱、放射加熱、磁場圧力の併存効果が円盤構造に与える影響をモデル化すること。
• 特に磁場強度との関係を考慮した、CN分子の化学的分布をシミュレートすること。
• サブミリ波バンドにおけるCN線のゼーマン分裂を用いて、円盤の光球面および大気中の磁場強度を測定可能かどうかを評価すること。

提案手法

• 円筒座標系(r, φ, z)における磁気的平衡状態の微分方程式を解き、垂直方向の重力、ガス圧、磁場圧、乱流加熱を含む。
• 中心星からの放射加熱を、円盤表面で固定された吸収率f = 0.05のフラックス境界条件として組み込む。
• 乱流粘性にはShakura-Sunyaevのα規則を用い、誘導方程式にオーム損失、中性子拡散、ホール効果を含む。
• 境界条件として5つを設定：z=0における対称性、z=z_sにおける等価温度、円盤中面におけるゼロフラックスおよび方位角方向磁場。
• DVODE積分器を用いて10^6年間の化学的進化をモデル化し、化学バランス方程式系を解く。
• r = 0.25, 10, 50 auにおける、密度、温度、磁場(Bφ)、および水素に対するCN濃度(x_CN)の垂直プロファイルを計算。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 化石的大規模磁場の存在が、等温または流体的平衡状態の場合と比較して、原始星降着円盤の垂直温度・密度構造にどのように影響を与えるか？
• RQ2 円盤内における方位角方向磁場成分(Bφ)の空間的分布はどのようになっており、高さに応じて単調でない挙動を示すか？
• RQ3 CN分子濃度が円盤内で最大値を示す位置はどこか？また、その形成または生存に有利な物理的条件は何か？
• RQ4 サブミリ波バンドにおけるCN線のゼーマン分裂を用いて、円盤の光球面および大気中の磁場強度を推定できるか？

主な発見

• 内側円盤(r < 50 au)では、温度が高さとともに低下し、等温状態と比較して密度勾配が急になる。光球面近傍の密度は、流体的平衡状態と比較して4〜5桁減少する。
• 方位角方向磁場(Bφ)は円盤内部で最大値を示す（例：r = 50 auではz ≈ 2Hで約0.01 Gに達する）。これは、「死域」の外側で非単調な垂直プロファイルを示すことを示している。
• 磁場圧力勾配は、Bφが内部でピークを示す領域において、流体的平衡状態を上回る有効な円盤厚さをもたらす。
• CN分子濃度(x_CN)は、光球面付近(z ≈ z_s)および上層大気で最大値（約10⁻¹⁰〜10⁻⁹）を示し、先行研究の観測結果と整合的である。
• この高CN濃度領域における磁場強度は約0.01 Gであり、サブミリ波帯域のCN線のゼーマン分裂は、直接的な磁場測定手法として有効である。
• モデルは、中心星からの放射加熱によって光球面で急激な温度上昇が生じ、上層部では乱流加熱から放射加熱への支配的転移が生じることを予測している。