Solar-Stellar Connectionin X-ray Emitting Coronae-擾乱駆動型恒星風での遷音速解と高温コロナ存在の普遍性-

鈴木 建 (京大 理)研究のターゲット
擾乱、波動駆動型星風の統一的理解
表面対流層がある<=>磁場が重要<=>(回転遅い)
X線で明るい(温度100万度以上のコロナ)もの多い

NuclearReaction
SurfaceConvection(Tubulence)

B Field

具体的な星
中小質量の主系列星
赤色巨星(強磁場中性子星)
面白い(かつ、重要な)ネタが手つかずのまま数多く転がっている
終末段階の星の質量放出率が不定 => 恒星の進化路が不定
恒星物理の2大難問 : 対流と質量放出研究のコストパフォーマンス(papers,impacts/time)は良くないかも知れない

HR図Univ.of California San Diego HP

Radiation(Dusts)Radiation(Lines)Cool Winds

Hot Coronae
Thermal(Coronae)_概観
YOHKOH SXTによる太陽(コロナは数百万度のプラズマ)Tom Dunneによる模式図

Dipole Magnetic field
極域は"開いて"いて(Coronal Holes)、定常的ガス流出(=> 密度が低い => 暗い)

コロナホールでの加速現象 <=> 恒星の質量放出現象
対流で励起された波動が重要 (閉じた磁力線ではリコネクションも)Turbulent
Motions
Wave Propagation

重要な要素磁場
Plasma Density~exp{-(r-r0)/H}r
B2 ~ r-α=>表面で磁場が弱くても、上空では必ず卓越
非線形性
2Energy Flux = ρ δv⊥
vA を保存するように上方へ伝搬すると
δv⊥ ⇑ ⇒ δv⊥ /vA > 1 (非線形)Simulationsが単刀直入(解析的にやっても非現実的な簡単化必要)
実は、定常解より非定常解の方が簡単
非定常解では安定性も自動的に判る

%#$"(cm-3)
1017







!





磁場の重要性(G) (K)
106
101010110410-4  

1.5x108km



2000km
0







10

Simulation
65Rs=0.3AU

Heating
Acceleration
Yohkoh/SXT

R2
R1Ro

計算領域 : 光球 ~ 数10倍の恒星半径
光球から恒星風全体を扱った仕事は初めて(太陽でも)密度差15桁以上 : 1Dでも大変な計算

擾乱(Alfven波)を光球から注入

適切な dv, spectrum (表面対流フラックスと粒状斑の時間スケール)

外側境界ではOutgoing Condition(特性線に基づき)
1次元;磁束管がSuperRadialに開く効果を考慮
放射冷却と熱伝導を考慮した非線形理想磁気流体

観測との比較; まずは太陽Suzuki & Inutsuka 2005, ApJL, 632, L49

Forward Simulationがコロナ/太陽風の観測を自然に再現
磁場が開いた領域でのコロナ加熱、太陽風加速を解決(?)_波の減衰Wave Action (WKB近似の下での断熱不変量)

初期の外向Alfven波の~1/1000しか65Rsun(0.3AU)で残らず。
減衰した波は、コロナ(熱)からのX線(輻射)と太陽風(運動)に波は非線形過程で減衰 (Kudoh & Shibata 1999)

100万度の理由>10^5K付近に熱不安定領域
10万度を越えると一気に高温になる
10^6Kを越えると熱伝導により温度が"落ち着く"熱伝導による安定化
FrRadiation

T(K)

Fm

106

Heating

Fc
Fm,0FfMass Loss

Conduction

TransitionRegion
104 ChromoCoronasphere
Photosphere~2000kmr−2 −1
熱伝導フラックス : F = κ0 T 5/2 dT(ergcms )dr: 温度に急激に依存

振幅への依存性; 遷音速解の普遍性
エネルギー注入が小さいと、亜音速解になる? Suzuki & Inutsuka 2006, JGR 投稿中

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)

振幅が小さいと100万度のコロナは無くなる
速度構造 : 遷音速解がほぼ普遍的(かつ安定)
速度は脱出速度で決まる

エネルギー注入は密度変化により調整される(遷音速解を保持)
むしろ、密度の<dv>依存が急激過ぎる...

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「根本の状況はさほど違わなかったはず」「恒星表面の擾乱速度は一定に保たれる」という予言可能恒星コロナ/冷たい恒星風境界

図の右上部(緑色)でAyres 2005
定常的なX線が観測されず(コロナの消失)
mass fluxは(多分)急激に上昇(冷たい恒星風段階)
ただし、詳細は観測的にも良く分かっていない(=>今後のX線観測by すざく)1Msunの星を進化させて(赤丸)、恒星風構造がどう変化?
表面から対流flux(mixing length理論)に基づく振幅の波を注入コロナ/冷たい恒星風の転位
Suzuki 2006a 準備中

恒星の膨張とともに、コロナが消えて質量放出増大_簡単な説明 & (議論)
(c.f. Kimata 2002 修論)

主系列星
小vesc (=p2GM? /R? )>赤色巨星
大<R? ∼ 10R で vesc ∼ cS (T = 106 K)
外層は熱くなる前に飛んでいく。
他にも面白い事柄あります...(Suzuki 2006b,c 準備中)
Edge星:エネルギー注入が小さいほど、外層の温度高い密度が低い分、放射冷却が効かないので重力が弱くても、局所的に100万度の領域(Hybrid星)
熱的不安定性により(Metal-Free星のコロナ)_まとめ
磁場構造が開いた領域において、コロナ加熱と太陽風加速を解決した(?)
非線形Alfven波擾乱駆動型恒星風(Alfven Wave-Driven Winds)において質量放出率を、恒星表面から初めて決定した
遷音速解は常に安定
速度は星の重力(脱出速度)で決まる
注入エネルギーの変化は、密度の変化により調節される

高温コロナ存在の必要十分条件 : 以下を同時に満たす時十分強い表面重力十分なエネルギー注入(ただし、’微妙’な表面重力の星では、エネルギー注入が小さい方が良い)Gas/Magnetic Pressure
太陽外層で6000度の等温領域が静水圧平衡で続いている場合(表面磁場は~100Gとしている)