[論文レビュー] Three Dimensional Radiation Hydrodynamic Simulations of Massive Star Envelopes

Yan-Fei Jiang, Matteo Cantiello+4 more|arXiv (Cornell University)|Sep 26, 2018

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 22被引用数 22

ひとこと要約

本研究では、世界最大のスーパーコンピュータを用いて、質量星の包層の三次元放射磁流体力学的シミュレーションを実施し、超Eddington光度からの放射圧が、明るい青超巨星（LBV）の周期的質量放出および変動を自然に駆動することを示した。シミュレーションは観測されたHR図上の位置、10⁻⁷–10⁻⁵ M☉/yrの質量放出率、1–3日スケールでの10–30％の明るさの変動を再現し、1次元モデルでは捉えきれないヘリウム透過率の役割が重要であることが明らかになった。

ABSTRACT

(Abridged) Stars more massive than $20-30M_{\odot}$ are so luminous that the radiation force on the cooler, more opaque outer layers can balance or exceed the force of gravity. These near or super-Eddington outer envelopes represent a long standing challenge for calculating the evolution of massive stars in one dimension, a situation that limits our understanding of the stellar progenitors of some of the most exciting and energetic explosions in the universe. In particular, the proximity to the Eddington limit has been the suspected cause for the variability, large mass loss rate and giant eruptions of an enigmatic class of massive stars: the luminous blue variables (LBVs). When in quiescence, LBVs are usually found on the hot ($T_{eff} \approx 2 - 4 imes 10^4$ K) S Dor instability strip. While in outburst, most LBVs stay on the cold S Dor instability strip with a $T_{eff} \approx 9000$ K. Here we show that physically realistic three dimensional global radiation hydrodynamic simulations of radiation dominated massive stars with the largest supercomputers in the world naturally reproduce many observed properties of LBVs, specifically their location in the Hertzsprung-Russell (HR) diagram and their episodic mass loss with rates of $10^{-7}-10^{-5} M_{\odot}/yr$. The helium opacity peak is found to play an important role to determine these properties, which is not realized in the traditional one dimensional models of massive stars. The simulations also predict that convection causes irregular envelope oscillations and 10-30% brightness variations on a typical timescale of a few days. The variability is more prominent in our models that are on the cool part of the S Dor instability. These calculations pave the way to a quantitative understanding of the structure, stability and the dominant mode of mass loss of massive stars.

研究の動機と目的

• 1次元モデルがEddington限界付近の質量星の包層をシミュレートする際の限界を解決すること。
• 明るい青超巨星（LBV）で観測される周期的質量放出および光度変動の物理的メカニズムを調査すること。
• 放射圧および透過率（特にヘリウム再結合ピーク）が包層の力学的挙動と安定性に与える役割を特定すること。
• HR図上の位置や観測された質量放出率を含めた、LBV挙動の物理的に整合性のある3次元的説明を提供すること。
• 対流と放射の結合が、質量星の包層における不規則な振動および明るさの変動をどのように駆動するかを探索すること。

提案手法

• 世界最大のスーパーコンピュータを用いて、CASTROコードを用いて3次元放射磁流体力学的シミュレーションを実施した。
• 放射支配領域における時間に依存する流体力学方程式と放射輸送を連成して解いた。
• 放射圧は、放射輸送の周波数平均化フラックス制限拡散近似を用いて計算した。
• 透過率には、エネルギー輸送および安定性に顕著な影響を与えるヘリウム再結合ピークの現実的取り扱いが含まれている。
• 初期状態は、Eddington限界付近の質量星の包層構造を想定し、初期温度および密度を変化させた。
• 包層の時間発展を複数の動的時標識にわたり追跡し、一時的で非線形な挙動を捉えた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 3次元放射磁流体力学的シミュレーションは、HR図上でのLBVの観測位置をどのように再現するか？
• RQ2 質量星における10⁻⁷–10⁻⁵ M☉/yrの周期的質量放出率を駆動する物理的メカニズムは何か？
• RQ3 なぜLBVは数日スケールで10–30％の明るさ変動を示すのか？これは対流と放射圧とどのように関係しているか？
• RQ4 ヘリウム透過率ピークは、超Eddington星の包層の安定性および力学的挙動にどの程度影響を与えるか？
• RQ5 3次元シミュレーションは、1次元モデルが質量星の包層の真の挙動を捉えきれない限界をどのように解消できるか？

主な発見

• シミュレーションは、特に冷却側のS Dor不安定帯に位置するLBVの観測位置を成功裏に再現した。
• 放射圧と対流不安定性によって、10⁻⁷から10⁻⁵ M☉/yrの周期的質量放出率が自然に生成された。
• 対流と放射の結合によって駆動される不規則な包層振動により、1–3日スケールで10–30％の明るさ変動が発生した。
• ヘリウム透過率ピークは、質量星の包層の構造と安定性を決定づける重要な要因であることが同定されたが、1次元モデルには存在しない特徴である。
• 対流は、S Dor不安定帯の冷却側に位置するモデルにおいて、非周期的で不規則な変動を主に駆動する役割を果たした。
• シミュレーションは、特に放射-対流相互作用を含む3次元効果が、質量星の進化および質量放出を現実的に理解するために不可欠であることを示した。