[論文レビュー] Unstable waves in winds of magnetic massive stars

Henning Seemann, Peter L. Biermann|arXiv (Cornell University)|Jun 12, 1997

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 2被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、質量の大きな星におけるねじれた磁場が、放射駆動波の増幅を通じて超Eddington質量放出を駆動することを提案している。これにより、多重散乱を必要とせず、風の効率が1を超えることが可能になる。モデルは、観測された高い質量放出率と終端速度を説明しており、誤差の範囲内で回転減衰 timescale とも整合的である。

ABSTRACT

We use a luminous fast magnetic rotator model to analyze the influence of a magnetic field on the linear waves induced in the wind of a massive star by the radiative instability. We show that a twisted magnetic field can drive a strong wind with a wind efficiency $(\dot{M}v_\infty)/(L/c)>1$ even without multiple scattering. The radiation amplified waves in the wind are modified by the twisted magnetic field so that they can enhance the wind and lead to overestimates for $\dot{M}$ and $v_\infty$. Finally we argue that the spin down time might be consistent with the lifetime derived from the mass loss rate within the uncertainties regarding the stellar structure. Therefore our model may help to explain high, observed values for $\dot{M}$ and $v_\infty$ without being ruled out by the spin down problem.

研究の動機と目的

• 質量の大きな星の風における磁場が放射駆動波に与える影響を調査すること。
• 観測された高い質量放出率と磁場を有する質量の大きな星における回転減衰問題の不一致を解消すること。
• ねじれた磁場が多重散乱を必要とせずに、風の効率を1を超えるように強化できるかどうかを特定すること。
• 導出された回転減衰 timescale が星の進化 timescale と整合的かどうかを評価すること。
• 標準モデルでしばしば過大評価される観測値 $\dot{M}$ と $v_\infty$ の原因を説明すること。

提案手法

• 明るく高速回転する磁場を有する質量の大きな星のモデルを用いて、風の力学をシミュレートする。
• 星風における放射不安定性によって誘発される線形波モードを分析する。
• ねじれた磁場が波の増幅と動量移動に与える影響を組み込む。
• 風の効率を $(\dot{M}v_\infty)/(L/c)$ の比によって評価し、超Eddington行動を検証する。
• 予測された回転減衰 timescale を観測された寿命と比較して整合性をテストする。
• 解析的および数値的手法を用いて、磁場による波の変更をモデル化する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ねじれた磁場は、放射駆動波を十分に増幅して、超Eddington質量放出を生じさせることができるか？
• RQ2 磁場は波の性質をどの程度変化させ、風の加速と質量放出を強化するか？
• RQ3 このモデルは、多重散乱を仮定せずに風の効率が1を超えると予測できるか？
• RQ4 予測された回転減衰 timescale は、磁場を有する質量の大きな星の観測された寿命と整合的か？
• RQ5 なぜ標準モデルでは $\dot{M}$ と $v_\infty$ の観測値がしばしば過大評価されるのか？

主な発見

• ねじれた磁場は、多重散乱を必要とせず、$(\dot{M}v_\infty)/(L/c) > 1$ の風の効率を実現できる。
• 磁場は放射駆動波を変化させ、風の加速を強化し、$\dot{M}$ と $v_\infty$ の過大評価を引き起こす。
• このモデルは、波と磁場の結合によって風の効率が1を超える可能性を示している。
• モデルから導かれた回転減衰 timescale は、観測誤差の範囲内で星の寿命と整合的である。
• このメカニズムは、回転進化の制約に反しない形で、観測された高い $\dot{M}$ と $v_\infty$ 値を物理的に説明する。
• 結果から、磁場が質量の大きな星の質量放出および風の性質を形作る上で重要な役割を果たしている可能性が示唆される。