多様な構造を持つ赤色巨星風とコロナ/質量放出境界線

鈴木 建
東大 総合文化なぜ恒星風の研究をするのか?
全ての星は質量放出をしている
一生でかなり(例えば~半分)の質量を失う
質量放出が、恒星進化をコントロールする場合もある;
特に巨星段階周囲の環境へ影響を及す
太陽風=>地球環境(磁気嵐) ; 宇宙天気予報の重要性
原始星風=>惑星形成 (原始惑星形円盤との相互作用を通して)にも関わらず、恒星風の駆動機構はよく分かっていない
面白いネタがいっぱい

なぜ恒星風の研究をするのか?
全ての星は質量放出をしている
一生でかなり(例えば~半分)の質量を失う
質量放出が、恒星進化をコントロールする場合もある;
特に巨星段階周囲の環境へ影響を及す
太陽風=>地球環境(磁気嵐) ; 宇宙天気予報の重要性
原始星風=>惑星形成 (原始惑星形円盤との相互作用を通して)にも関わらず、恒星風の駆動機構はよく分かっていない
面白いネタがいっぱい
でも、あんまり誰もやっていない。
おそらくコストパフォーマンスが悪い。(重要論文/仕事量)
玄人好み = 地味 ??

しかし、主流の研究も最初はマイター路線から

HR図上での恒星風
Radiation(Lines)

Radiation(Dust)
Cool Winds
Thermal/ Hot Coronae6(>10K)
EM/Waves

今日の話 : 中小質量の主系列星と赤色巨星(AGBの手前まで)からの恒星風
擾乱/波動駆動型恒星風

The Dividing Line

光度 太(陽光度

境界線

境界線の左側 : X線観測される境界線の右側 : X線観測まれ)

主系列

有効温度(K)

中小質量星 : 準巨星=>赤色巨星への進化でコロナが消失
質量放出率は増大
log g=1.4で太陽(log g=4.4)の10万倍以上の質量放出率

本研究
主系列=>準巨星=>赤色巨星の進化に伴う、恒星外層の進化の解明
境界線は一体何か? に焦点を絞る
物理的説明
観測的にも未知の部分多い : 境界線前後でどのようにWindsが変化

これらの星はいずれも表面対流層がある <=> 磁場がある
擾乱、波動駆動型星風が吹いているはず

NuclearReaction
SurfaceConvection(Tubulence)

B Field

本質的には太陽風と同じ、擾乱/波動駆動型星風; 違いは中心星の半径(表面重力)
表面対流層の状況(乱流速度や周期)
太陽コロナ、太陽風で成功したSimulationをそのまま流用
Suzuki & Inutsuka 2005 ApJL, 632,L49; 2006, JGR, 111, A06101,
天文月報2006年4月号「太陽風はなぜ吹くか?」Simulation
大局的なエネルギー輸送をできるだけ首尾一貫した方法で解く
計算領域 : 光球 - 25恒星半径
65Rs=0.3AU
10-15桁の密度差を扱う
急激に開く磁束管; 同じ磁場強度と形状を仮定
流れ出し境界Heating
Acceleration

光球から1-5km/sの擾乱を注入
dv <= 対流フラックス(gと負相関;Teffと正相関)
Spectrum : 1/f; 周期はTeff/gスケール(対流セルの大きさ)

Yohkoh/SXT輻射冷却と熱伝導を考慮した磁気流体力学方程式
彩層/遷移層/コロナをちゃんと解く
非線形波動も自動的に解ける

しかし、妥協点もあり
1次元 (1.5次元) & 1 流体
横方向への波のカスケード無視
運動論効果も無視(計算機パワーの制約からこのような効果を取り入れるのは不可能)
低周波(太陽なら5分振動)アルフベン波のみ

大きな密度差
例えば太陽
1017

109

Chromospheren(cm-3)

T(K)
106
CoronaSolar Wind

104

10
1

1.003

215
(1AU)

Rs

重力(‘‘成層化’’した大気)が重要な役割
低周波アルフベン波 : 非線形 & 長波長波の振幅 (If ρδv 2 vA conserves ⇒ δv ⇑ for ρ ⇓)波形の変形(Velli 1993) (λ > vA (dvA /dr)−1 )1次元でさえ全領域のシミュレーション無い(太陽/赤色巨星ともに)

Wind構造の進化
太陽赤色巨星速度km/s

温度K

密度3g/cm

恒星表面からの距離 / 恒星半径

主要な結果どのモデル(主系列=>赤色巨星)でもアルフベン波の減衰により、遷音速に加速される恒星風が駆動される。
非線形減衰 (詳細は省略)
但し、磁気乱流の3次元効果は今後考慮すべき(Goldreich & Sridhar 1995)

主系列=>赤色巨星でコロナが消失
非定常な赤色巨星風
素早く加速
速い風

主系列星

ゆっくり加速遅い風

コロナ

高温バブル

赤色巨星

恒星の進化

いずれも観測の傾向と一致

広がった低温大気

Windパラメタの進化(横軸:log g; 左が半径大)

半径大きくなると質量放出率 : 急激に増大
温度 : 相転移的に減少
速度 : (相転移的に)減少

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

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=> 恒星進化に伴なう急激な温度の落下、バタつく赤色巨星風
実は、分子冷却でも不安定領域あり(2000 - 3500 K; 後述)多様な構造を持つ赤色巨星風(激しい時間依存)
Suzuki 2006, ApJ, submitted (astro-ph/0608195)

3Msun, log g=1.4
実線:Snap-shot
破線:time-averaged

磁化した高温(~100万度)バブルが低温(彩層程度の温度~1万度)の星風の中に熱的不安定が多相星風の原因

他の結果(今日は省略)(詳細はSuzuki 2007, astro-ph/0608195)

脱出速度よりもだいぶ遅い星風
光球の上に準静的領域; 恒星風に対する‘‘表面’’=/=光球

質量放出率の急激な時間依存5000倍程度

間欠的なX線放射
時間依存して存在する高温バブルから

恒星風のEnergeticsから質量放出率のスケーリング則も導出した。
波動駆動型恒星風では初めて最初を除き、いずれも理論的な予言;
今後の観測で、これらが正しいか確認したい。

まとめ
主系列星から赤色巨星への恒星風の進化を、動的な磁気流体力学シミュレーションにより調べた。
恒星風駆動機構はいずれの恒星でも表面対流層=>アルフベン波=>非線形効果減衰=>遷音速恒星風
恒星進化に伴う恒星風の進化
定常コロナの消失
重力効果+熱的不安定性

激しく時間依存する恒星風; 高温バブル + 低温恒星風
熱的不安定性

遅い星風
光球上に静的な領域 ; 重過ぎて加速できず加速は数倍の恒星半径から恒星風速度は加速開始点の脱出速度程度

速度、質量放出率の時間変化
質量放出率は~5000倍変わる
定常の計算は良くない(時間平均した値を求めるのはOKだろうが)

間欠的なX線放射T<2x10^4 K; 2x10^4 K < T < 5x10^5 K; 5x10^5 K < T (10^6 K < T)

Hybrid星からのX線放射は磁化した高温バブルで説明可能?
しかし外側の低温物質による吸収も考慮必要

遅い星風数倍の恒星半径以下では、大気は吹き出していない

放出/降着/波動が混沌
おおざっぱ(時間平均)には準静的
恒星風の加速は数倍-10倍の恒星半径から恒星風速度は加速の開始点の脱出速度程度でO.K.(表面での脱出速度より遅い)
重過ぎて表面付近から加速できず

エネルギー収支

恒星風<=表面での波動のエネルギーの~1%
卓越的なエネルギー損失
進化していない星 : 反射により波が表面へ戻る
進化した星 : 輻射冷却

質量放出率Suzuki 2006, ApJ, submitted (astro-ph/0608195)

我々のシミュレーション:表面のdvにより質量放出率が自動的に決定
Reimers’ Relation(filled symbols)
? R?
M /yr
ṀReimers = 4 × 10−13 ηR LM?

(太陽の値で規格化)

Alfven波駆動風のEnergeticsから (open symbols)M˙ w

9L? R? Teff
= 1.7 × 10 ηw
M? g
9L? R?3 Teff
−14M /yr= 1.7 × 10 ηw
2M?
−14質量放出率 -続2Lwind = 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)