[論文レビュー] Pulsar bow-shock nebulae. II. Hydrodynamical simulation

N. Bucciantini|ArXiv.org|Mar 28, 2002

High-pressure geophysics and materials参考文献 27被引用数 48

ひとこと要約

本稿では、異なる比熱比を有する2成分モデル（周囲媒体および相対論的パルサー風）を用いた、パルサーのbow-shock星雲の2次元流体力学的シミュレーションを提示する。解析的「2枚の薄い層」モデルが、圧力が最大となる点からの距離の3〜4倍までの範囲で、星雲の形状、表面密度、接線速度の予測に対して妥当であることを検証した。星雲の先端部における中性水素の浸透厚さは、星雲全体でわずか2倍程度にとどまることから、初期の解釈に簡略化モデルを用いることが妥当であると示唆される。一方、質量の供給と磁場が、観測された星雲（例：ギター星雲）における円錐型の尾を説明する要因である可能性が示唆された。

ABSTRACT

We present hydrodynamical simulations, using a 2-D two component model (ambient medium and pul sar wind have different specific heat ratios), of bow shocks in a representative regime for pu lsar wind driven bow-shock nebulae. We also investigate the behaviour of a passive toroidal ma gnetic field wound around the pulsar velocity direction. Moreover we estimate the opacity of t he bow-shock to penetration of ISM neutral hydrogen: this quantity affects observable properti es of the nebula, like its size, shape, velocity and surface brightness distribution. Finally we compare these numerical results with those from an analytical model. The development of mor e realistic models is needed in order to tune the criteria for searches of new such objects, a s well as to interpret data on the known objects.

研究の動機と目的

• 周囲媒体と相対論的パルサー風を有する現実的な2成分系（異なる比熱比を有する）におけるパルサーbow-shock星雲の流体力学的シミュレーションを実施すること。
• 解析的「2枚の薄い層」モデルが、星雲の形状、表面密度、速度構造を予測する上で有効であるかを検証すること。
• 特に尾部のコリメート効果に寄与する可能性がある、受動的トロイダル磁場の役割を調査すること。
• 衝撃を受けた星雲への中性水素原子の浸透厚さを推定し、明るさやサイズといった観測可能な性質に与える影響を評価すること。
• 純粋な流体力学的モデルが、ギター星雲のような観測された星雲に見られる円錐型の尾を説明できるか、あるいは追加のプロセスが必要かを評価すること。

提案手法

• 2次元CLAWPACKコードを用いた数値的シミュレーションを実施し、2次精度のゴドノフスキーム、ピecewise線形再構築、横方向フラックス補正を適用した。
• 幾何的項を扱うために、ストラング分割法を用いて円筒対称性を仮定した。
• 境界条件として、パルサー周囲の球内では流れの変数を自由流れの値にリセットし、右側から一様な風を入力し、軸上では反射境界条件、左側では流出境界条件を設定した。
• 物理的状態をより正確に反映させるために、パルサー風と周囲媒体を別々に扱い、それぞれ異なる比熱比を設定した。
• 中性水素原子の星雲への浸透は、電荷交換断面積と相対速度に基づいた平均自由行程を推定することでモデル化した。
• 圧力が最大となる点（stagnation point）を越えて尾部領域までシミュレーションを延長し、解析的モデルの適用範囲を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 解析的「2枚の薄い層」モデルは、2次元シミュレーションにおけるパルサーbow-shock星雲の流体力学的構造をどの程度正確に再現できるか？
• RQ2 中性水素の浸透厚さは星雲の先端部でどのように変化するか？また、圧力が最大となる点を中心にした簡略化モデルで十分に近似できるか？
• RQ3 受動的トロイダル磁場は、特に尾部のコリメート効果にどのような役割を果たすか？
• RQ4 純粋な流体力学的シミュレーションは、ギター星雲のような観測された星雲に見られる円錐型の尾の形状を説明できるか？それとも追加のプロセスが必要か？
• RQ5 イオン化される中性水素による質量供給は、特に尾部領域の流体力学的挙動にどのような影響を及えるか？

主な発見

• 解析的「2枚の薄い層」モデルは、パルサーから圧力が最大となる点までの3〜4倍の距離範囲で、星雲の形状、表面密度、接線速度の予測に対して良好な近似を与える。
• 研究対象のパルサー速度範囲において、星雲先端部における中性水素の浸透厚さはわずか2倍程度にとどまるため、圧力が最大となる点を中心にした簡略化モデルが合理的に妥当であることが示された。
• 電荷交換プロセスによる質量供給は、流れの速度を低下させ、圧力を上昇させる可能性があり、これが観測された星雲における円錐型の尾の形状を説明する要因となる可能性がある。
• パルサーの速度軸に沿って巻き付くトロイダル磁場の存在は、流れの横方向拡散を防ぎ、尾部構造の安定化とコリメート効果を促進する可能性がある。
• シミュレーションから、衝撃を受けたISMからの光電離など、衝突電離を超えるイオン化プロセスが、観測された尾部構造を説明するために必要となる可能性があることが示唆された。
• 磁場と相対論的効果の役割をさらに理解するには、フルMHDおよび相対論的HDシミュレーションが必要である。特に尾部の形状形成においてその重要性が顕著である。