[論文レビュー] Wind accretion in binary stars - I. Mass accretion ratio

T. Nagae, Kazutaka Oka+4 more|arXiv (Cornell University)|Mar 15, 2004

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 28被引用数 31

ひとこと要約

本研究では、風駆動質量損失を伴う近接連星系における質量吸着を3次元流体力学的シミュレーションでモデル化し、同伴星によって捕捉される質量の割合（質量吸着比）に注目する。実験的公式により、風速が増加するに従い吸着効率が急激に低下することが示され、$ V_R \sim 2.6A\Omega $ で急峻な変化（kink）を示す。また、標準的なボンドィ＝フライル理論は、中間的状態における複雑な流れのダイナミクスを捉えられておらず、吸着を過小評価していることが判明した。

ABSTRACT

Three-dimensional hydrodynamic calculations are performed in order to investigate mass transfer in a close binary system, in which one component undergoes mass loss through a wind. The mass ratio is assumed to be unity. The radius of the mass-losing star is taken to be about a quarter of the separation between the two stars. Calculations are performed for gases with a ratio of specific heats gamma=1.01 and 5/3. Mass loss is assumed to be thermally driven so that the other parameter is the sound speed of the gas on the mass-losing star. Here, we focus our attention on two features: flow patterns and mass accretion ratio, which we define as the ratio of the mass accretion rate onto the companion to the mass loss rate from the mass-losing primary star. We characterize the flow by the mean normal velocity of wind on the critical Roche surface of the mass-losing star, Vr. When Vr<0.4 A Omega, where A and Omega are the separation between the two stars and the angular orbital frequency of the binary, respectively, we obtain Roche-lobe over-flow (RLOF), while for Vr>0.7 A Omega we observe wind accretion. We find very complex flow patterns in between these two extreme cases. We derive an empirical formula of the mass accretion ratio in the low and in the high velocity regime.

研究の動機と目的

• 熱的駆動風によって質量を失う星が関与する近接連星系における質量転送を調査すること。
• 風速が変化する条件下で、主星が失う質量のうち同伴星によって捕捉される割合（質量吸着比）を特定すること。
• 流れのダイナミクスに基づいて、ロッシュ・ローブ・オーバーフロー（RLOF）と風吸着の間の遷移領域を同定すること。
• 標準的なボンドィ＝フライル理論では捉えきれない複雑な中間的流れのパターンを反映した、質量吸着比の経験的公式の構築

提案手法

• 等質量の星を有する連星系を3次元流体力学的シミュレーションで解析し、距離 $ A $ の間隔をとる。一方の星は熱的駆動風によって質量を損失する。
• ガスの挙動を異なるものとしてモデル化するため、$ \gamma = 1.01 $ および $ \gamma = 5/3 $ の2種類の状態方程式を用いる。
• 流れの状態を分類するための臨界パラメータ $ V_R $（臨界ローシュ表面における風の平均法線速度）を定義する。
• 吸着領域の解像度を向上させ、数値的粘性を低減するため、ネストドグリッド法を採用する。
• 軌道角速度 $ \Omega $ を用いて $ V_R / A\Omega $ を変数とする質量吸着比 $ f = \dot{M}_{\text{acc}} / \dot{M}_{\text{loss}} $ を計算する。
• 古典的Hoyle-Lyttletonおよびボンドィ＝フライルの公式と比較し、連星風吸着におけるそれらの有効性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 連星系において、風速が軌道運動に対してどのように変化するかに応じて、質量吸着比はどのように変化するか？
• RQ2 純粋なロッシュ・ローブ・オーバーフローと純粋な風吸着の間の、明確に区別される流れのパターンは何か？
• RQ3 なぜ標準的なボンドィ＝フライルまたはHoyle-Lyttletonの公式は、近接連星風系における吸着効率を正確に予測できないのか？
• RQ4 数値的解像度が、吸着流の時間的変動性と安定性にどのように影響するか？
• RQ5 観測された $ V_R \sim 2.6A\Omega $ における吸着比のkinkは、何によって引き起こされるのか？

主な発見

• $ V_R < 0.4A\Omega $ の場合、流れはロッシュ・ローブ・オーバーフロー（RLOF）と分類される。$ V_R > 0.7A\Omega $ の場合、風吸着とされる。中間領域では複雑な遷移的流れが生じる。
• 低風速領域では、実験的公式 $ f = 0.18 \times 10^{-0.75V_R / A\Omega} $ が質量吸着比を正確に記述する。
• 高風速領域では、質量吸着比は $ f = 0.05 \times (V_R / A\Omega)^{-4} $ に従い、風速に強く依存する。
• $ V_R \sim 2.6A\Omega $ における吸着比のkinkは、吸着ボックスのサイズが吸着半径と同程度であることに起因し、ボックスを縮小するとkinkの位置はより高い $ V_R $ にシフトする。
• 時間的変動は、$ \gamma = 5/3 $ および中間的流れの状態では顕著であり（最大70％の振幅）、高風速領域では減少し、特徴的な周波数は検出されない。
• 結果から、古典的ボンドィ＝フライル公式は、非平行かつ発散する流れと、二重星の力学的影響が無視されているため、吸着効率を過小評価していることが示された。