[논문 리뷰] Magnetic field amplification in collapsing, non-rotating stellar cores

M. Obergaulinger, Hans‐Thomas Janka|arXiv (Cornell University)|2011. 01. 06.

Gamma-ray bursts and supernovae참고 문헌 1인용 수 13

한 줄 요약

이 연구는 축대칭, 중성자율 수송를 고려한 이상 자기유체역학(MHD) 시뮬레이션을 통해 비회전 15 M☉ 별핵에서 핵붕괴 및 붐보 뒤 진화 동안 자기장 증폭을 조사한다. 연구 결과, 난류 대류와 파동 상호작용이 유동 속도와 등가에너지 수준까지 자기장을 증폭시키며, 자석성성 수준의 자기장(~10¹⁴–10¹⁵ G)을 형성하는 데에는 강력한 전붕괴 자기장(~10¹¹–10¹² G)이 필요하다. 핵 유동에 상당한 역동적 영향을 미치지만, 500 ms 이내 2차원 시뮬레이션에서는 폭발이 발생하지 않았다.

ABSTRACT

Context. The influence of magnetic fields on stellar core collapse and explosion is not well explored. It depends on the possibility to amplify the pre-collapse fields. Without rotation this can happen by compression, convection, the standing accretion shock instability, and the accumulation and growth of Alfven waves in the accretion flows. Aims. We investigate such amplification mechanisms of the magnetic field during the collapse and post-bounce evolution of the core of a non-rotating 15 solar mass star with varied initial field strengths, taking into account the microphysical equation of state and neutrino physics crucial for supernova cores. Methods. We perform simulations of ideal MHD with neutrino transport in axisymmetry. The transport of electron neutrinos and antineutrinos is treated with a new scheme that solves the energy-dependent set of radiation energy and momentum equations in 2d by using an analytic closure relation. Results. The magnetic field undergoes amplification by turbulent flows. We find indications for amplification by interacting waves in accretion streams. The fields can reach up to equipartition with the velocity field. Very high magnetic field strengths require very strong pre-collapse fields and are able to shape the post-bounce flow, leading to a pattern dominated by low-order multipoles. Such models are closest to a successful explosion. Conclusions. Magnetic fields can build up to interesting strengths even in non-rotating collapsing stellar cores. Starting with fields in the pre-collapse core as predicted by present stellar evolution models, typical neutron star fields emerge, whereas stronger progenitor fields lead to fields of magnetar strength. Only in the latter case the fields have dynamical effects on the flows in the supernova core. However, in none of our 2D simulations, we find an explosion until 500 ms post-bounce.

연구 동기 및 목표

• 비회전 별핵에서의 핵붕괴 및 붐보 뒤 진화 동안 자기장 증폭 메커니즘을 조사하기 위해.
• 약한 시드 자기장이 역학적으로 중요한 강도로 증폭되는 데에 난류, 파동 상호작용 및 중성자율 물리학이 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 자기장이 운동에너지와 등가에너지 수준에 도달할 수 있는지, 그리고 초신성 폭발 메커니즘에 영향을 미칠 수 있는지 판단하기 위해.
• 초기 자기장 강도가 최종 자기장 증폭 및 붐보 뒤 유동 구조에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 실제 미세물리학 및 중성자율 수송를 포함한 2D 시뮬레이션에서 자기장이 폭발을 유도할 수 있는지 테스트하기 위해.

제안 방법

• 신규 개발된 에너지 및 운동량 의존성 복사 수송 방법을 통해 중성자율 수송를 포함한 축대칭 이상 자기유체역학(MHD) 시뮬레이션을 수행한다.
• 2차원, 암시적, 고차수 유한체적 방법을 사용하며, MHD 및 중성자율 모멘트 방정식에 대해 HLL 또는 Lax-Friedrichs 리만 해법을 적용한다.
• 복사 모멘트 방정식에 대해 분석적 닫힘 관계를 적용하고, 강성 있는 중성자율 상호작용 항을 암시적으로 처리하여 시간단계 제약을 피한다.
• 중성자율-물질 상호작용을 간소화된 반응 집합으로 모델링한다: νₑ 및 ν̄ₑ의 흡수/방출, 중성자 및 양성자에 의한 탄성산산, 무거운 핵에 의한 공명산산.
• 중성자율 수송를 위한 공동기준 프레임 설정을 구현하며, 모멘트 방정식에 속도 의존 항을 포함한다.
• 명시적 시간 적분 방법에서 중성자율 수밀 밀도에 대한 파울리 배타 원칙 제약 조건을 수동으로 적용한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 비회전 별핵에서 난류 불안정성과 파동 역학을 통해 자기장이 운동에너지와 등가에너지 수준까지 증폭될 수 있는가?
• RQ2 붕괴 후 핵에서 자석성성 수준의 자기장(~10¹⁴–10¹⁵ G)에 도달하기 위해 필요한 초기 자기장 강도는 얼마인가?
• RQ3 증폭된 자기장이 프로토 중성자별 영역의 붐보 뒤 유동의 구조와 역학에 어느 정도 영향을 미치는가?
• RQ4 자기장만으로도 실질적인 중성자율 물리학과 미세물리학 상태방정식을 포함한 2D 시뮬레이션에서 폭발을 유도할 수 있는가?
• RQ5 회전이 없는 조건에서 파동 상호작용과 난류 대류는 자기장 증폭에 어떻게 기여하는가?

주요 결과

• 자기장은 특히 대류 영역과 물질 유입 흐름에서 난류 흐름에 의해 운동학적 증폭을 겪는다.
• 유입 흐름 내에서 상향 및 하향으로 전파되는 알프레드 파동 간의 상호작용이 자기장 성장을 촉진하며, 이는 파동 매개 증폭 메커니즘을 시사한다.
• 자기장 강도는 속도장과 등가에너지 수준까지 도달하며, 일반 중성자별 자기장(~10¹²–10¹³ G)은 전붕괴 자기장 10⁹–10¹⁰ G에서 유래한다.
• 자석성성 자기장(~10¹⁴–10¹⁵ G)은 전붕괴 자기장이 10¹¹–10¹² G를 초과할 경우에만 도달하며, 초기 조건에 강한 의존성을 보인다.
• 이러한 고강도 자기장은 붐보 뒤 유동을 크게 변화시켜 저차수 다극자 구조를 선호하며, 폭발 메커니즘에 가장 중요한 영향을 미친다.
• 강력한 자기장 증폭에도 불구하고, 500 ms 이내 2D 시뮬레이션에서는 어느 경우에도 폭발이 발생하지 않아, 폭발을 유도하기 위해서는 3차원 효과 또는 추가 물리적 메커니즘이 필요할 수 있음을 시사한다.