天体風としての太陽風

鈴木 建(東大 総合文化)

HR図での天体風
Univ.of California San Diego HP_Radiation(Lines)Radiation(Dust)
Cool Winds
Thermal/ Hot Coronae
6K)(>10EM/Waves

太陽型星
NASA websiteより

HINODE XRT

放射核と表面対流層
外部には高温コロナと太陽風(恒星風)=> Sakao et al.2007

太陽風根元の加速プロファイル
HINODE/EISの観測 by Imada et al.2007_

密度、温度構造(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromospherecorona

Solar Wind

107
106

10-710-16

6000

10-23
0

1 1.003

低温の光球の上に高温コロナ、太陽風

215 Rsun(1AU)ガス圧と磁気圧(スケールは厳密ではない)

ppgas chromosphere
Solar Windcoronapmag0

1 1.003

光球の少し上で、磁場とガスが逆転

215 Rsun(1AU)磁場と密度の勾配
Star
B~(r/r0)-3 (dipole)
ρ=ρ0exp[-(r-r0)/H*(r0/r)]~ρ0exp[-(r-r0)/H](一般的にH=Cs2/(GM/r02)<<r0)(静水圧平衡を仮定:
dp/dr + ρGM/r2=0)

密度は~exponentialで落ちる.
磁場は巾で減少.
=> 外側では磁場が卓越せざるを得ない.

Plasma beta値(スケールは厳密ではない)

β(8πp/B2)

chromosphere100

coronaGas Motion=> B-fields

10.01
0

Solar Wind

B-fields=> Gas Heating

If No Corona/Wind
1 1.003215 Rsun(1AU)エネルギー再分配
Plasma beta=>1(等分配)に近付くよう自己調整される。
天体内部 : ガス圧卓越
運動エネルギーの一部 => 磁場 (ダイナモ) (磯部さんの話)
荷電粒子の運動(電流) => 磁場

天体外層 : 磁気圧卓越
磁場のエネルギーの一部 => ガス (コロナ加熱、天体風加速)
風を吹かせて密度分布を調整し、等分配に近付ける
エネルギーの受け渡し <= 対流、乱流、波動...
実は降着円盤でも同じことが成立 Suzuki & Inutuska 2009 (鈴木、犬塚のポスター)
天体内部<=>円盤の赤道面付近 (磁気回転不安定性による磁場増幅)
天体外層<=>円盤の表面
円盤風(コロナ)<=>天体風(コロナ) (磁気乱流圧による円盤風加速)数値実験の有用性
対流、乱流、波動 : 非線形過程
密度勾配 => 擾乱の増幅

Energy flux ∼ ρδv 2 vph を保存するよう、上空 (ρ ⇓) に伝搬 ⇒δv ⇑ ⇒ 上空では必然的に非線形 (δv > vph )足元の状況が少し違う => 上空にすさまじい影響(例)加熱場所が少し変わる => 天体風の吹き出し点が少し変わる=>質量放出率が桁で変わる
光球での振幅が5倍違うと、質量放出率が5万倍変化(Suzuki & Inutsuka 2006)

線形化などの近似なしに、まともに計算しないと何も判らず必要な所で「電卓を叩く」かの如く、数値実験するのが1つの方法

太陽風のシミュレーション
65Rs=0.3AU

Heating
Acceleration
Yohkoh/SXT

光球からの低周波横波擾乱Kudoh & Shibata 1999

dv = 0.7km/s (起源は表面乱流)
period : 20秒 - 30分; spectrum, P(f) ~ 1/f

Simulation
計算領域: 光球 ~ 64Rsun (0.3AU) : 最も密度差大の計算
輻射冷却、熱伝導 入りの理想磁気流体 (速度、磁場は3成分)波の伝搬/減衰<=>プラズマ加熱/加速 : 自動的(加熱関数用いず)
Super-radialに開く1次元磁束管
外側境界:全てのMHD波に対してOutgoing Boundary Condition

観測との比較
Suzuki & Inutsuka 2005
_Observations(r<6Rsun) : SoHO(CDS/UVCS/SUMER/LASCO)(r>8Rsun) : Inter-Planetary Scintillation (Nagoya-STE;EISCAT)

100万度の理由
Landini & Monsignori-Fossi 1999_

10^5K付近に熱不安定領域
数万度を越えると100万度近くになる
10^6Kを越えると熱伝導により温度が"落ち着く"下方向への熱流による安定化
Fr
Radiation

T(K)

Fm

106

Heating

Fc
Fm,0FfMass Loss

Conduction

Transition
Region104 ChromoCorona
spherePhotosphere~2000kmr−2 −1
熱伝導フラックス : F = κ0 T 5/2 dT(ergcms ) : 温度に急激に依存
drAlfven波の減衰(Wave Action Normalized at 1.02Rs for Superradial Expansion of Flux Tube)
Suzuki & Inutsuka 2005, ApJ, 632, L49_外側境界(0.3AU)では0.1%しか残っていない
85% はコロナに到達する前に反射され表面に戻る
15% => コロナ加熱、太陽風加速に十分Coronal Heating / Wind Acceleration
外向きAlfven Wavesの減衰の主要過程
MHD Slow Waves (~音波) の生成
磁気圧, dB^2, (Alfvenic擾乱)の変化 => 縦波成分
Kudoh & Shibata 1999; Moriyasu et al.2004

Slow Waves => (Steepen) => Slow Shocks
Slow shock : 磁場と運動エネルギー => 熱.

外向きAlfven Waves=> Slow Waves => Slow Shocks => Plasma(Coronal Heating & Solar Wind Acceleration)
密度擾乱(slow-mode) => Alfven wavesの反射 :’鏡’効果√Alfvén speed : vA = B/ 4πρ
ここまで1次元近似 : 本当に良い近似なのか ?
=> 今後調べるべき例1 (圧縮性モードの生成)例2 (波の反射)横方向伝搬するアルフベン波Okamoto et al.2007

振幅への依存性 -非線形性エネルギ注入を変化させると、外層はどう応答??

(Suzuki & Inutsuka 2006)

遷音速解の普遍性と恒星風の消失
hdv⊥ i1.4(km/s)
0.7(km/s)
0.4(km/s)
0.3(km/s)

Tmax
1.2 × 106 (K)1.0 × 106 (K)0.5 × 106 (K)< 0.2 × 106 (K)np,1AU
50(cm−3 )5(cm−3 )0.05(cm−3 )<0.001(cm−3)

v0.1AU
500(km/s)
550(km/s)
1200(km/s)∼ 1000(km/s)

速度構造:遷音速解がほぼ普遍的(かつ安定)
エネルギー注入は密度変化によりコントロール
むしろ、密度の<dv>依存が急激過ぎる...

根元が少し違うと上空に大きな影響δv:小 ⇒ 加熱:小⇒コロナ
T:
小⇒(彩層蒸発:小)⇒ρ:小√⇒ vA (= B/ 4πρ) ⇑ ⇒ δv/vA (Nonlinearity):小⇒ Alfven 波の減衰:遅 ⇒ 加熱:小 : Catastrophe!

ちなみに、1999年5月11日, 観測される太陽風密度が通常の1/50以下に!
「太陽風の消失現象」と呼ばれる
我々のsimulations : <dv> = 0.7km/s => 0.4km/s で 密度 => 1/100

彩層蒸発FrRadiation

T(K)

Fm

106

Heating

Fc
Fm,0FfMass LossConduction

TransitionRegion
Corona104 Chromosphere
Photosphere~2000kmr−2 −1
熱伝導フラックス : F = κ0 T 5/2 dT(ergcms ) : 温度に急激に依存dr恒星風の進化

今日は、1Msunの星の結果(log g=4.4, 3.4, 2.4, 1.4)を紹介

Set-up「中心天体を太陽から赤色巨星に変換してみる」
計算領域 : 光球 ~ 20-30倍の恒星半径Super-Radialに開く1次元磁束管
外側境界：流れ出し境界(特性線に基づく)

擾乱を光球から注入
縦波(音波)、横波(Alfven波)両方生成するが、音波はすぐ減衰
擾乱速度 <= 表面対流層の対流Flux (表面重力に負相関、温度に正相関)(Renzini et al.1977; Stein et al.2004; Shibahashi 2005

擾乱のスペクトラム(周期) <=> 圧力スケール高 <=> log gWind構造の進化(Suzuki 2003)

1Msunの結果(波の最大周期で時間平均してある)log g小さく(半径大きく)なると速度 : 減少
基本的には脱出速度でスケール
しかし赤色巨星ではすごく遅い

温度 : 相転移的に減少
熱不安定

密度 : 増大
重力で外層を束縛できない脱出速度との関係

主系列星
小大

pR?
vesc (= 2GM? /R? )
>

<赤色巨星
大
小R? ∼ 10R で vesc ∼ cS (T = 106 K)
外層は熱くなる前に飛んでいく。

熱的不安定放射冷却関数
Landini & Monsignori-Fossi 1999
_10万度~> に熱不安定領域
100万度以上では熱伝導により安定化=> 外層の温度は数万度か100万度のどちらか

Plasma Beta

天体表面で一気に磁気圧卓越 <= 密度の急減少
その後緩やかに上昇し、等分配へ近付く <=加熱、天体風...

質量放出率2
Lwind = Ṁ v∞• Reimer’s Relation
22⇐ Lwind ∝ Lrad , v∞
≈ vesc∝ M/R• This Work
⇐ Lwind ∝ 4πρ0 δv02 vA (“Wave Luminosity”)
δv0 ⇐ Convective Flux ⇔ g & Teffc.f. Schröder & Cuntz (2005)

M˙ w

9L? R? Teff
= 1.7 × 10 ηw
M? g
9L? R?3 Teff
−14M /yr= 1.7 × 10 ηw
2M?
−14(1)(2)

例えば、太陽質量の星(外挿すると)赤色巨星の最後までに半分近くの質量を失う=> 恒星進化に大きな影響

降着円盤の局所シミュレーション
大局シミュレーションでは乱流の微細構造の解像が困難
MagneticField
Local
Shearing
Boxzy(=φ)x(=r)

局所shearing box (=> 差動回転) (Hawley et al.1995; Sano et al.2004)

Magnetic Field (t = 210 rot)
• 白線:磁力線• 矢印:速度場• 等値面:δρ/hρi(> 0.2)

Disk structure

赤道面付近でbeta~100 (MRIによる磁場増幅)
表面ではbeta~<1となるよう円盤風が吹く

まとめ
表面対流層のある天体 : 磁場とガスがエネルギー等分配に近付くよう自己調整
ガス圧卓越(天体内部)では、磁場増幅 (磯部さんの話)
磁気圧卓越(天体外層)では、ガスが加熱されたり風が吹いたりして自己調整降着円盤でも似たような状況(球か円盤かの違い)

似た状況の他の天体
原始星, T-Tauri星
強磁場(原始)中性子星
実際の加熱過程はよく判っていない。
乱流カスケードの行き着く先?
1次元近似はダメ; 3次元性が本質的運動論の効果(無衝突プラズマの場合)

今後の展開局所近似 <=> 大局モデルのギャップをどう埋めるか松本さんのポスター (宇宙天気予報タスクフォース)
天体風 : 1本の磁力線 <=> 全球
降着円盤 : 局所円盤 <=> 円盤全体

現在のコンピューターパワーなら何とかいけそう
天文台CfCAのマシンなど

粒子的成分(非熱的粒子など)はどうするか
流体近似が天体コロナ、天体風ではしばしば成立せず(平均自由行程>系の特徴的スケール)
太陽風中で観測される粒子はボルツマン分布からずれている
粒子は(クーロン衝突ではなく)乱れた磁場を介して乱雑化解放されるエネルギー: 非熱的成分>熱的成分 と推測される太陽フレアもHolman et al.2003

Boltzman方程式に基づく流体力学解法 (Godunov法に対して) の可能性 (Xu 2001 など)「Inputが少し違うと、結果が大きく違う」