[논문 리뷰] Stellar Winds on the Main-Sequence II: the Evolution of Rotation and Winds

C. P. Johnstone, M. Güdel외 2명|arXiv (Cornell University)|2015. 03. 25.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 1인용 수 5

한 줄 요약

이 연구는 젊은 은하단에서 관측된 회전 분포를 이용하여 저질량 주계열성(stars, 0.4–1.1 M⊙)의 회전 진화 모델을 개발하여 풍속 질량 손실 비율을 제약한다. 그 결과, 풍속 질량 손실은 Ṁ⋆ ∝ R²⋆Ω¹.³³⋆M⁻³.³⁶⋆로 스케일링되며, 초기 태양풍은 나이가 어릴 때 더 높은 질량 손실 비율로 인해 오늘날보다 더 농축되어 있었을 가능성이 있다. 다만, 풍속 스케일링 가정이 이 결론에 큰 영향을 미친다.

ABSTRACT

Aims. We develop a method for estimating the properties of stellar winds for low-mass main-sequence stars between masses of 0.4 M⊙ and 1.1 M⊙ at a range of distances from the star. Methods. We use 1D thermal pressure driven hydrodynamic wind models run using the Versatile Advection Code. Using in situ measurements of the solar wind, we produce models for the slow and fast components of the solar wind. We consider two radically different methods for scaling the base temperature of the wind to other stars: in Model A, we assume that wind temperatures are fundamentally linked to coronal temperatures, and in Model B, we assume that the sound speed at the base of the wind is a fixed fraction of the escape velocity. In Paper II of this series, we use observationally constrained rotational evolution models to derive wind mass loss rates. Results. Our model for the solar wind provides an excellent description of the real solar wind far from the solar surface, but is unrealistic within the solar corona. We run a grid of 1200 wind models to derive relations for the wind properties as a function of stellar mass, radius, and wind temperature. Using these results, we explore how wind properties depend on stellar mass and rotation. Conclusions. Based on our two assumptions about the scaling of the wind temperature, we argue that there is still significant uncertainty in how these properties should be determined. Resolution of this uncertainty will probably require both the application of solar wind physics to other stars and detailed observational constraints on the properties of stellar winds. In the final section of this paper, we give step by step instructions for how to apply our results to calculate the stellar wind conditions far from the stellar surface.

연구 동기 및 목표

• 관측된 자전 진화를 이용하여 저질량 주계열성의 풍속 질량 손실 비율을 제약하기 위해.
• 자전 감속과 시간에 따라 변화하는 풍속 특성 간의 연관성을 설정하기 위해.
• 항성 풍속 진화가 행성 대기 진화에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 초기 태양풍 조건의 불확실성과 지구 대기 역사에 대한 영향을 해결하기 위해.

제안 방법

• 젊은 항성단(예: NGC 2547, 프리아데스)에서 관측된 자전 분포에 회전 진화 모델을 적합시키기 위해.
• 스쿠마니크 법칙(Ω⋆ ∝ t⁻⁰.⁵)을 수렴 후 감속 기준으로 사용하기 위해.
• 자기적 풍속 브레이킹을 모델링하기 위해 과포화 임계값(Ωsat)을 적용하며, 빠른 자전체의 경우 c = 2.3를 사용하기 위해.
• 제1편의 풍속 모델과 회전 모델을 결합하여 시간에 따라 변화하는 풍속 질량 손실을 예측하기 위해.
• 알프레드 반경 형식을 사용하여 풍속 질량 손실을 항성 자전과 자기장 강도와 연결하기 위해.
• 풍속 온도를 스케일링하여 풍속 속도와 밀도를 추정하며, 이 가정에 대한 민감도 분석을 수행하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 저질량 항성의 주계열에서 풍속 질량 손실 비율은 어떻게 진화하는가?
• RQ2 풍속 질량 손실은 항성 질량, 반경, 자전률에 어떻게 의존하는가?
• RQ3 태양의 초기 주계열 단계 동안 풍속 질량 손실 비율과 밀도는 어떻게 진화했는가?
• RQ4 초기 자전률의 산란은 초기 풍속 특성의 변동성에 얼마나 큰 영향을 미치는가?
• RQ5 풍속 특성과 풍속 유도 자전 감속은 행성 대기 진화에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 풍속 질량 손실 비율은 Ṁ⋆ ∝ R²⋆Ω¹.³³⋆M⁻³.³⁶⋆로 스케일링되며, 자전과 반경에 매우 강한 의존성을 보인다.
• 초기 태양풍의 질량 손실 비율은 오늘날보다 약 20배 높았을 가능성이 있으며, 이는 젊은 나이에 더 농축된 풍속을 의미한다.
• 초기 태양풍의 밀도는 현재 태양풍보다 현저히 높지만, 그 크기는 풍속 온도 스케일링 가정에 따라 달라진다.
• 젊은 항성들 사이의 풍속 특성 산란은 자전률 분산으로 인해 크지만, 시간이 지남에 따라 자전률이 수렴함에 따라 감소한다.
• 태양질량 항성의 경우 약 500 Myr 이내에 풍속 특성 산란이 사라지지만, 낮은 질량 항성(예: 0.5 M⊙)은 더 오래 산란이 유지된다.
• 모델은 젊은 나이에 약한 질량 손실이 없음을 보여주며, 이는 일부 이전 가정과 정면으로 배치되며, 일관된 자전 감속을 위해 강력한 초기 풍속이 존재함을 지지한다.