[논문 리뷰] Magnetospheric interaction in white dwarf binaries AR Sco and AE Aqr

Maxim Lyutikov, Maxim V. Barkov외 4명|arXiv (Cornell University)|2020. 04. 23.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 3인용 수 8

한 줄 요약

이 논문은 AR Sco와 AE Aqr가 약한 자기장 백색왜성(B ~ 10⁶ G)이 적색왜성 동반성의 이온화된 바람으로부터 질량을 적재당하는 일시적 프로펠러 단계에 있다고 제안한다. 비열역학적 X선 및 가시광선 방출은 백색왜성의 자기권 내에서 발생하는 재결합 사건에서 기인하며, 라디오 방출은 적색왜성의 자기권에서 유래한다. 이는 이오-목성 상호작용과 유사하다. 주요 결과는 축적 또는 강력한 자기장이 필요 없이 스핀 감속, 다파장 조절, 비열역학적 방출을 일관되게 설명하는 모델을 수립한 것이다.

ABSTRACT

We develop a model of the white dwarf (WD) - red dwarf (RD) binaries AR Sco and AE Aqr as systems in a transient propeller stage of highly asynchronous intermediate polars. The WDs are relatively weakly magnetized with magnetic field of $\sim 10^6$ G. We explain the salient observed features of the systems due to the magnetospheric interaction of two stars. Currently, the WD's spin-down is determined by the mass loading of the WD's magnetosphere from the RD's at a mild rate of $\dot{M}_{WD} \sim 10^{-11} M_\odot $/yr. Typical loading distance is determined by the ionization of the RD's wind by the WD's UV flux. The WD was previously spun up by a period of high accretion rate from the RD via Roch lobe overflow with $\dot{M} \sim 10^{-9} M_\odot $/yr, acting for as short a period as tens of thousands of years. The non-thermal X-ray and optical synchrotron emitting particles originate in reconnection events in the magnetosphere of the WD due to the interaction with the flow from the RD. In the case of AR Sco, the reconnection events produce signals at the WD's rotation and beat periods - this modulation is due to the changing relative orientation of the companions' magnetic moments and resulting variable reconnection conditions. Radio emission is produced in the magnetosphere of the RD, we hypothesize, in a way that it is physically similar to the Io-induced Jovian decametric radiation.

연구 동기 및 목표

• 표준 초신성변이자 카타클리즘틱 변수 모델이 설명하지 못하는 AR Sco와 AE Aqr에서의 극도의 스핀 감속과 비열역학적 방출을 설명하기 위해.
• 관측된 스핀 감속 빛의 세기(~10³³ erg s⁻¹)와 방출된 에너지의 세기(~10³² erg s⁻¹) 사이의 괴리, 즉 예상보다 약 10배 큰 값을 설명하기 위해.
• 백색왜성의 스핀 주기와 비트 주기에서 관측된 다파장 조절(가시광선, X선, 라디오)의 기원을 설명하고, 특히 스핀 주기에서의 라디오 펄스 조절이 없는 이유를 설명하기 위해.
• 과거 고축적 스핀 업 단계에서 현재의 저축적 프로펠러 단계로의 전이 과정을 모델링하여 시스템의 현재 진화 상태를 설명하기 위해.
• 축적 대신 백색왜성과 적색왜성 간의 자기권 상호작용이 관측된 방출과 스핀 감속을 이끄는 것으로 확인하기 위해.

제안 방법

• 백색왜성-적색왜성 이진계를 일시적 프로펠러 시스템으로 모델링하여, 백색왜성의 자기권이 빠른 회전으로 인해 적색왜성의 바람으로부터 물질을 밀어내는 것을 고려한다.
• 알프레드 반경 조건을 적용하여, 백색왜성의 자외선 복사에 의해 이온화된 적색왜성의 바람을 고려해 자기권 적재 거리를 결정한다.
• 스핀 감속률과 질량 적재율(Ṁ_WD ~ 10⁻¹¹ M☉ yr⁻¹)을 사용하여 현재의 프로펠러 제도가 관측된 스핀 감속 빛의 세기와 일치함을 추론한다.
• 백색왜성과 적색왜성 간의 자기권 상호작용 토크(|τ| ~ 10³³ erg)를 포함하여 궤도 및 스핀 진화에 미치는 영향을 추정한다.
• 스핀 업 관계 Ω ∝ Ṁ³ᐟ⁷B_WD⁻⁶ᐟ⁷를 적용하여, 짧은 기간 동안 고밀도 축적(Ṁ ~ 10⁻⁹ M☉ yr⁻¹)이 있었음을 가정하고 과거의 축적 역사를 재구성한다.
• 비열역학적 방출(X선, 가시광선, 라디오)은 백색왜성의 자기권 내 재결합 사건에서 기인하며, 라디오는 적색왜성의 자기권에서 발생하며, 이오-목성 상호작용에 유사한 메커니즘을 통해 기인한다고 제안한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 관측된 스핀 감속 빛의 세기(~10³³ erg s⁻¹)가 방출된 에너지의 세기(~10³² erg s⁻¹)보다 약 10배 큰데, 이에 대한 메커니즘은 무엇인가요?
• RQ2 라디오, 가시광선, X선 대역에서 강력하고 변동성이 큰 비열역학적 방출이 관측되지만, 왜 백색왜성의 스핀 주기에서 펄스 라디오 방출이 없나요?
• RQ3 방출이 축적 또는 백색왜성 자기권의 직접 방출이 아니라고 할 때, 백색왜성의 스핀 주기와 비트 주기에서 관측된 조절은 어떻게 발생할 수 있나요?
• RQ4 백색왜성의 자외선 복사에 의해 이온화된 적색왜성의 바람이 효율적인 자기권 적재와 스핀 감속을 가능하게 하는 데 어떤 역할을 하나요?
• RQ5 두 별 간의 자기권 상호작용이 궤도 진화, 운동량 손실, 그리고 시스템의 장기적 운명에 어떤 영향을 미치나요?

주요 결과

• AR Sco와 AE Aqr의 백색왜성은 현재 약 10⁻¹¹ M☉ yr⁻¹의 질량 적재율을 가지며, 일시적 프로펠러 단계에 있으며 이는 빠른 스핀 감속을 설명한다.
• 관측된 스핀 감속 빛의 세기(~10³³ erg s⁻¹)는 축적 대신 자기권에서 물질를 쏘아내는 과정에서 발생하는 에너지 손실과 일치하며, 빛의 세기 괴리 문제를 해결한다.
• 비열역학적 X선 및 가시광선 방출은 백색왜성의 자기권 내 재결합 사건에서 입자 가속화에 의해 발생하며, 백색왜성의 스핀 주기와 비트 주기에서 조절된다.
• 라디오 방출은 백색왜성의 자기권에서 발생하지 않으며, 적색왜성의 자기권에서 발생한다. 고주파수(10 GHz) 라디오 방출은 궤도 조절을 보이며, 이오-목성 상호작용에 유사한 메커니즘과 일치한다.
• 이 시스템은 수만 년 동안 고밀도 축적(Ṁ ~ 10⁻⁹ M☉ yr⁻¹)이 있었을 가능성이 있으며, 이는 현재의 프로펠러 상태 이전에 백색왜성을 스핀 업시켰을 것이다.
• 두 별 간의 자기권 상호작용은 적색왜성에 상당한 토크(~10³³ erg)를 가하며, 그 스핀과 궤도 진화에 영향을 미치며, 향후 축적과 시스템의 동기화 가능성에 영향을 준다.