[论文解读] Magnetic field amplification in collapsing, non-rotating stellar cores

M. Obergaulinger, Hans‐Thomas Janka|arXiv (Cornell University)|Jan 6, 2011

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用 13

一句话总结

本研究通过轴对称、包含中微子输运的理想磁流体动力学模拟，调查了非旋转15 M☉恒星核心在核心塌缩及反弹后演化过程中的磁场增强机制。研究发现，湍流对流与波相互作用可使磁场增强至与流速能量相当，仅当初始磁场较强（约10¹¹–10¹² G）时，才能达到磁星量级磁场（~10¹⁴–10¹⁵ G），此类磁场对核心流体动力学有显著影响，但在500 ms内反弹的二维模拟中并未触发超新星爆炸。

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.

研究动机与目标

• 调查非旋转恒星核心在塌缩及反弹后演化过程中磁场增强机制。
• 评估湍流、波相互作用及中微子物理在将弱种子磁场增强至动力学相关强度中的作用。
• 确定磁场是否可达到与动能能量相当的水平，并影响超新星爆炸机制。
• 评估初始磁场强度对最终磁场增强及反弹后流体结构的影响。
• 检验在包含真实微观物理和中微子输运的二维模拟中，磁场是否能驱动爆炸。

提出的方法

• 采用新型能量与动量相关辐射输运方案，执行包含中微子输运的轴对称理想磁流体动力学（MHD）模拟。
• 使用二维、隐式、高阶有限体积法，结合HLL或Lax-Friedrichs黎曼求解器求解MHD与中微子矩方程。
• 对辐射矩方程采用解析闭合关系，并隐式处理刚性中微子相互作用项，以避免时间步长限制。
• 通过一组简化反应模型中微子-物质相互作用：νₑ与ν̄ₑ的吸收/发射、与核子的弹性散射，以及与重核素的相干散射。
• 在中微子输运中采用共动参考系公式，矩方程中包含速度相关项。
• 通过在显式时间积分方案中手动施加泡利不相容原理约束，控制中微子数密度。

实验结果

研究问题

• RQ1 非旋转恒星核心中的磁场能否通过流体不稳定性与波动力学实现与动能相当的增强？
• RQ2 在反弹后核心中，达到磁星量级磁场（~10¹⁴–10¹⁵ G）所需的初始磁场强度是多少？
• RQ3 增强后的磁场在原中子星区域的流体结构与动力学中影响程度如何？
• RQ4 在包含真实中微子物理与微观物态方程的二维模拟中，磁场能否单独驱动爆炸？
• RQ5 在无旋转条件下，波相互作用与湍流对流如何促进磁场增强？

主要发现

• 磁场通过湍流流动发生动力学增强，尤其在对流区与吸积流中表现显著。
• 在吸积流中上下行进的阿尔芬波相互作用，有助于磁场增长，提示存在波介导的增强机制。
• 磁场强度可增强至与速度场能量相当，典型中子星磁场（~10¹²–10¹³ G）由初始10⁹–10¹⁰ G的磁场演化而来。
• 仅当初始磁场超过10¹¹–10¹² G时，才能达到磁星量级磁场（~10¹⁴–10¹⁵ G），表明对初始条件有强依赖性。
• 此类高强度磁场显著塑造反弹后流场，偏好低阶多极结构，对爆炸机制影响最为关键。
• 尽管磁场显著增强，但在所有500 ms内反弹的二维模拟中均未实现爆炸，提示三维效应或额外物理机制可能是实现爆炸的必要条件。