[論文レビュー] The radiation driven winds of rotating B[e] supergiants

Inti Pelupessy, H. J. G. L. M. Lamers+1 more|arXiv (Cornell University)|May 15, 2000

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 5

ひとこと要約

本稿は、回転するB[e]超巨星における放射駆動風をモデル化し、扁平性、重力減光、角運動量保存、および力乗数を用いた線駆動を組み込む。回転は極域の質量放出を増加させ、赤道域の終端速度を低下させるが、25,000 K付近の二重安定性ジャンプを含めると、赤道域の密度が約10倍に増加し、B[e]星のディスクで観測される約100倍の密度対比に達するには風の圧縮が必要であると示唆する。

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.

研究の動機と目的

• 急速に回転するB[e]超巨星における赤道域ディスクの形成を理解すること。これは質量星進化の主要な未解決問題である。
• 回転、重力減光、および扁平性が線駆動風における質量フラックスと風速に与える影響を調査すること。
• 回転によって誘発される二重安定性メカニズムが、B[e]星で観測される高い赤道域風密度を説明できるかどうかを評価すること。
• 交差するストリームラインによる風の圧縮が、二重安定性単体では得られない密度対比の増幅に果たす役割を評価すること。
• 放射駆動風理論と回転効果を統合し、B[e]超巨星における現実的な風構造をモデル化すること。

提案手法

• 扁平で回転する星からのセクター線駆動風の修正運動方程式を定式化し、重力減光（von Zeipel効果）を含めた。
• 角運動量保存と、扁平幾何における連続体および線駆動のための有限ディスク補正係数を組み込んだ。
• 線駆動のための力乗数パラメータ（k, α, δ）をモンテカルロ計算から導出し、約25,000 Kで二重安定性ジャンプを導入した。
• 数値的に風方程式を解き、さまざまな回転速度における極から赤道にかけての質量フラックスと風速を計算した。
• 二重安定性ジャンプを含む・含まないモデルを比較し、風構造と密度対比に与える影響を分離した。
• 風圧縮（交差するストリームラインによる圧縮）が赤道面で生じる可能性を、Wind Compressed Disk（WCD）モデルに従って評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 回転は、B[e]超巨星における質量フラックスと終端風速にどのように影響するか。特に極域と赤道域の違いは何か？
• RQ2 回転によって誘発される二重安定性ジャンプ（約25,000 K）は、赤道域の質量放出をどれほど増加させ、風速をどれほど低下させるか？
• RQ3 二重安定性メカニズムだけでは、B[e]星で観測される赤道域と極域の風の密度対比約100倍を説明できるか？
• RQ4 重力減光と星の扁平性は、風の性質の緯度依存性にどのように影響するか？
• RQ5 赤道面での交差するストリームラインによる風圧縮は、観測された全密度対比を説明するために不可欠か？

主な発見

• 回転は赤道域の終端風速を低下させるが、極域の風速にはほとんど影響せず、その影響は回転速度に比例して増加する。
• 極域の質量フラックスは、極域の有効温度が高くなるため回転によって増加するが、赤道域の質量フラックスはほぼ一定のままである。
• 25,000 K付近の二重安定性ジャンプを含めると、赤道域対極域の密度対比が約10倍に増加する。
• B[e]星のディスクで観測される約100倍の密度対比は、モデルが予測する約10倍を上回るため、追加の物理的メカニズムが必要である。
• 赤道面での交差するストリームラインによる風圧縮が、二重安定性効果単体では得られない密度対比の増幅に起因している可能性が高い。
• 回転によって誘発される二重安定性と風圧縮（WCDメカニズム）の組み合わせが、B[e]超巨星における高密度で拡散する赤道域ディスク形成の最も妥当な説明である。