[論文レビュー] Stellar Winds on the Main-Sequence II: the Evolution of Rotation and Winds

C. P. Johnstone, M. Güdel+2 more|arXiv (Cornell University)|Mar 25, 2015

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、若い星団における観測された回転分布を用いて、低質量の主系列星（0.4–1.1 M⊙）の回転進化モデルを構築し、風による質量損失率を制約する。風による質量損失率は Ṁ⋆ ∝ R²⋆Ω¹.³³⋆M⁻³.³⁶⋆ に比例することが判明し、初期の太陽風は現在よりも密度が高かっただろうと示唆される。これは若い年齢における高い質量損失率によるものだが、風速のスケーリング仮定がこの結論に強く影響を与える。

ABSTRACT

Aims. We develop a method for estimating the properties of stellar winds for low-mass main-sequence stars between masses of 0.4 M⊙ and 1.1 M⊙ at a range of distances from the star. Methods. We use 1D thermal pressure driven hydrodynamic wind models run using the Versatile Advection Code. Using in situ measurements of the solar wind, we produce models for the slow and fast components of the solar wind. We consider two radically different methods for scaling the base temperature of the wind to other stars: in Model A, we assume that wind temperatures are fundamentally linked to coronal temperatures, and in Model B, we assume that the sound speed at the base of the wind is a fixed fraction of the escape velocity. In Paper II of this series, we use observationally constrained rotational evolution models to derive wind mass loss rates. Results. Our model for the solar wind provides an excellent description of the real solar wind far from the solar surface, but is unrealistic within the solar corona. We run a grid of 1200 wind models to derive relations for the wind properties as a function of stellar mass, radius, and wind temperature. Using these results, we explore how wind properties depend on stellar mass and rotation. Conclusions. Based on our two assumptions about the scaling of the wind temperature, we argue that there is still significant uncertainty in how these properties should be determined. Resolution of this uncertainty will probably require both the application of solar wind physics to other stars and detailed observational constraints on the properties of stellar winds. In the final section of this paper, we give step by step instructions for how to apply our results to calculate the stellar wind conditions far from the stellar surface.

研究の動機と目的

• 観測された回転進化を用いて、低質量の主系列星における風による質量損失率を制約すること。
• 回転の減速と時間に依存する風の性質を結びつけること。
• 星風の進化が惑星の大気の進化に与える影響を評価すること。
• 初期の太陽風状態の不確実性と、それらが地球の大気の歴史に与える影響を解消すること。

提案手法

• 若い星団（例：NGC 2547、プレアデス）における観測された回転分布に回転進化モデルをフィットする。
• スカマニクの法則（Ω⋆ ∝ t⁻⁰.⁵）を、収束後に用いる回転減速のベースラインとして使用する。
• 磁気駆動風による減速をモデル化するため、飽和閾値（Ωsat）を適用し、急速回転星に対して c = 2.3 を使用する。
• 第I報の風モデルと回転モデルを組み合わせ、時間に依存する風による質量損失を予測する。
• アルヴェン半径形式を用いて、風による質量損失を星の回転と磁場強度に関連付ける。
• 風温度をスケーリングして風速と密度を推定し、この仮定に対する感度解析を実施する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 低質量星の主系列における風による質量損失率は、どのように進化するか？
• RQ2 風による質量損失率は、星の質量、半径、回転速度にどのように依存するか？
• RQ3 太陽の初期主系列段階における風による質量損失率と密度は、どのように変化したか？
• RQ4 初期の回転速度の分散が、初期の風の性質に及ぼすばらつきの程度はどの程度か？
• RQ5 風の性質と風による回転減速は、惑星の大気の進化にどのように影響するか？

主な発見

• 風による質量損失率は Ṁ⋆ ∝ R²⋆Ω¹.³³⋆M⁻³.³⁶⋆ に比例し、回転および半径に強く依存することが示された。
• 初期の太陽風の質量損失率は、現在の約20倍高く、若い年齢ではより密度の高い風であったとされる。
• 初期の太陽風の密度は現在の太陽風よりも顕著に高く、ただしその大きさは風温度のスケーリング仮定に依存する。
• 若い星の間で風の性質のばらつきは大きく、これは回転速度の分散によるものだが、年齢とともに回転速度が収束するにつれて小さくなる。
• 太陽質量の星では、風の性質のばらつきは約500 Myr には消滅するが、低質量星（例：0.5 M⊙）ではより長くばらつきが残る。
• モデルは若い年齢における弱い質量損失の証拠を示さず、一貫した回転減速を説明するには強い初期風が存在すると支持する。