[논문 리뷰] Disc formation from stellar tidal disruptions

Clément Bonnerot, Elena M. Rossi외 2명|arXiv (Cornell University)|2015. 01. 19.

Astrophysical Phenomena and Observations인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 초대질량 브라운홀 주위의 고도로 타원적인 궤도를 도는 별의 간섭으로 인한 은하계 잔해가 상대성 이론적 극축 선동에 의해 궤도 시간스케일 내로 원형 궤도로 둥글어지며, 이로 인해 유선이 스스로 겹치게 된다. 냉각이 효율적이라면 좁고 초-Eddington 수준의 물질을 가진 고리가 형성되며, 냉각이 억제된다면 원형 궤도화 과정 중 초-Eddington 비율로 물질이 유출되는 관성으로 지지되는 토러스가 형성된다.

ABSTRACT

The potential of tidal disruption of stars to probe otherwise quiescent supermassive black holes cannot be exploited, if their dynamics is not fully understood. So far, the observational appearance of these events has been commonly derived from analytical extrapolations of the debris dynamical properties just after the stellar disruption. In this paper, we perform hydrodynamical simulations of stars in highly eccentric orbits, that follow the stellar debris after disruption and investigate their ultimate fate. We demonstrate that gas debris circularize on an orbital timescale because relativistic apsidal precession causes the stream to self-cross. The higher the eccentricity and/or the deeper the encounter, the faster is the circularization. If the internal energy deposited by shocks during stream self-interaction is readily radiated, the gas forms a narrow ring at the circularization radius. It will then proceed to accrete viscously at a super-Eddington rate, puffing up under radiation pressure. If instead cooling is impeded, the gas forms an extended, mostly centrifugally supported torus. In this case, however, the viscous timescale is comparable to the circularization timescale and the torus is being drained at a super-Eddington rate while forming.

연구 동기 및 목표

• 고도로 타원적인 궤도에서 간섭으로 인한 별의 잔해가 파손된 후의 천체역학적 진화를 이해하는 것.
• 분석 모델과 관측된 간섭 사건 사이의 괴리를 해결하기 위해, 복잡한 물리적 조건을 고려한 첫 번째 원리적 시뮬레이션을 통해 잔해의 진화를 모의하는 것.
• 냉각 효율성이 잔해의 최종 구조와 물질 유입률에 어떤 영향을 미치는지 규명하는 것.

제안 방법

• 초대질량 브라운홀 주위를 도는 별의 3차원 유체역학적 시뮬레이션을 수행한다.
• 파손 이후 잔해의 진화를 추적하며, 충격 가열 및 유선 상호작용에 의한 에너지 투입을 고려한다.
• 상대성 이론적 극축 선동을 모델링하여, 유선의 스스로 겹치게 되는 것과 원형 궤도로의 둥글어짐을 이끄는 메커니즘을 반영한다.
• 냉각 효율성을 변화시켜 에너지 방출 손실이 빠른지 여부에 따라 결과를 비교한다.
• 점성 물질 유입 모델을 사용하여 원형 궤도화 이후의 물질 유입률과 구조적 진화를 평가한다.
• 다양한 물리 조건 하에서 잔해의 형태와 물질 유입 역학을 분석한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 별의 잔해가 간섭을 겪은 후 얼마나 빨리 원형 궤도로 둥글어지며, 어떤 물리적 메커니즘이 이 과정을 이끄는가?
• RQ2 잔해가 원형 궤도로 둥글어진 후 좁은 고리인지, 넓은 토러스인지가 무엇에 의해 결정되는가?
• RQ3 냉각 시간스케일이 잔해의 물질 유입률과 구조적 안정성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 원형 궤도화 단계 동안 잔해의 물질 유입률은 얼마이며, Eddington 한계를 초과하는가?
• RQ5 냉각이 비효율적일 경우 복사압은 물질 유입 중인 잔해의 진화에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 상대성 이론적 극축 선동에 의해 별의 잔해가 궤도 시간스케일 내로 원형 궤도로 둥글어지며, 이로 인해 유선이 스스로 겹친다.
• 높은 타원도와 깊은 접근이 원형 궤도화 과정을 가속화한다.
• 냉각이 효율적일 경우 원형 궤도화 반경에서 좁고 초-Eddington 수준의 물질을 가진 고리가 형성된다.
• 냉각이 억제되면 원형 궤도화 과정 중 초-Eddington 비율로 물질이 빠져나가는 관성으로 지지되는 넓은 토러스가 형성된다.
• 냉각이 비효율적일 경우 점성 시간스케일이 원형 궤도화 시간스케일과 유사해지며, 이로 인해 동시에 토러스 형성과 물질 유입이 일어난다.
• 냉각이 빠를 경우 복사압이 물질을 부풀려 올리며, 이로 인해 물질 유입 기하학이 변화한다.