[논문 리뷰] The radiation driven winds of rotating B[e] supergiants

Inti Pelupessy, H. J. G. L. M. Lamers외 1명|arXiv (Cornell University)|2000. 05. 15.

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

한 줄 요약

이 논문은 타원형이고 회전하는 B[e] 초거성에서 복사압에 의해 유도되는 바람을 모델링하며, 타원도, 중력 어두움, 각운동량 보존, 선형 구동 및 힘 배수계수를 포함한다. 연구 결과, 회전은 극방향 질량 손실을 증가시키고 적도의 최종 속도를 감소시키며, 약 25,000 K에서의舣-안정성 점프를 포함할 경우 적도 밀도가 약 10배 증가하여 관측된 B[e] 별 디스크에서의 약 100배의 밀도 대비를 설명하기 위해 바람의 압축이 필요하다는 것을 시사한다.

ABSTRACT

We have formulated the momentum equation for sectorial line driven winds from rotating stars including: (a) the oblateness of the star, (b) gravity darkening (von Zeipel effect), (c) conservation of angular momentum, (d) line driving specified by the force multiplier parameters (k, alpha, delta), (e) finite disk correction factors for an oblate star with gravity darkening for both the continuum and the line driving. The equations are solved numerically. We calculated the distribution of the mass flux and the wind velocity from the pole to the equator for the winds of B[e]-supergiants. Rotation decreases the terminal velocity in the equatorial region but hardly affects the wind velocity from the poles; it enhances the mass flux from the poles while the mass flux from the equator remains nearly the same. These effects increase with increasing rotation rates. We also calculated models with a bi-stability jump around 25 000 K, using force multipliers recently calculated with a Monte Carlo technique. In this case the mass flux increases drastically from the pole to the equator and the terminal velocity decreases drastically from pole to equator. This produces a density contrast in the wind rho(equator/pole) of about a factor 10 independent of the rotation rate of the star. We suggest that the observed density contrast of a factor 100 of the disks of B[e] stars may be reached by taking into account the wind compression due to the trajectories of the gas above the critical point towards the equatorial plane.

연구 동기 및 목표

• 빠르게 도는 B[e] 초거성에서 적도 디스크 형성의 기원을 이해하기 위해, 이는 거대한 별 진화의 핵심 난제이다.
• 회전, 중력 어두움, 타원도가 선형 구동 바람에서 질량 유량과 바람 속도에 어떤 영향을 미치는지 조사하기 위해.
• 회전에 의해 유도되는舣-안정성 메커니즘이 B[e] 별에서 관측된 높은 적도 바람 밀도를 설명할 수 있는지 평가하기 위해.
• 교차하는 유선이 적도 평면에서 발생하는 바람의 압축이舣-안정성만으로는 만들어내지 못하는 밀도 대비를 증폭시키는 데 기여하는지 평가하기 위해.
• 복사압에 의한 바람 이론과 회전 효과를 융합하여 B[e] 초거성에서 현실적인 바람 구조를 모델링하기 위해.

제안 방법

• 타원형이고 도는 별에서의 분야선형 바람에 대한 수정된 운동량 방정식을 수립하였으며, 중력 어두움(본 측정 효과)을 포함하였다.
• 각운동량 보존 및 연속체와 선형 구동에 대한 유한한 디스크 보정 계수를 타원형 기하학에서 통합하였다.
• 선형 구동에 대해 몬테카를로 계산에서 유도된 힘 배수계수 매개변수(k, α, δ)를 사용하였으며, 약 25,000 K에서舣-안정성 점프를 포함하였다.
• 수치적으로 바람 방정식을 풀어 다양한 도는 속도에서 극에서 적도로 이르는 질량 유량과 바람 속도를 계산하였다.
• 舣-안정성 점프가 있는 모델과 없는 모델을 비교하여 그 영향이 바람 구조와 밀도 대비에 미치는 영향을 분리하였다.
• Wind Compressed Disk (WCD) 모델에서처럼 적도 평면에서 교차하는 유선으로 인한 바람의 압축 가능성을 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 회전은 B[e] 초거성에서 극과 적도에서 질량 유량과 최종 바람 속도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 회전에 의해 유도되는舣-안정성 점프(약 25,000 K)는 적도 질량 손실을 얼마나 증가시키고 적도 바람 속도를 얼마나 감소시키는가?
• RQ3 舣-안정성 메커니즘이 단독으로 B[e] 별에서 관측된 약 100배의 적도-극 대비 밀도를 만들어낼 수 있는가?
• RQ4 중력 어두움과 항성의 타원도는 바람 성질의 위도 방향 변화에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 관측된 전체 밀도 대비를 설명하기 위해 적도 평면에서 교차하는 유선으로 인한 바람의 압축이 필수적인가?

주요 결과

• 회전은 적도에서 최종 바람 속도를 감소시키지만, 극에서의 바람 속도에는 거의 영향을 주지 않으며, 이 영향은 도는 속도가 높을수록 증가한다.
• 극에서의 질량 유량은 도는 속도가 증가함에 따라 극의 효과적 온도가 높아져 증가하지만, 적도에서의 질량 유량은 거의 일정하다.
• 25,000 K에서舣-안정성 점프를 포함할 경우, 적도-극 밀도 대비는 약 10배로 증가한다.
• B[e] 별 디스크에서 관측된 약 100배의 밀도 대비는 모델이 예측하는 약 10배의 대비를 초과하므로, 추가적인 물리적 메커니즘이 필요하다는 것을 시사한다.
• 적도 평면에서 교차하는 유선으로 인한 바람의 압축은舣-안정성 효과만으로는 만들어내지 못하는 밀도 대비를 증폭시키는 데 기여할 가능성이 높다.
• 회전에 의해 유도되는舣-안정성과 바람의 압축(WCD 메커니즘)의 조합이 B[e] 초거성에서 높은 밀도의 기체가 흐르는 적도 디스크 형성에 가장 설득력 있는 설명을 제공한다.