星風駆動可能な条件（１）は、フラックス平均オパシティが高い、である。 この条件は以下の様に表される。
ここに、κH = フラックス平均オパシティ(質量当たり断面積）
である。
グレイン形成
第２条件は、あるグレインが構成表面からどのくらい近くで生まれるか、また どのくらい速く成長できるか、ということである。形成距離は主にダスト温度の 問題であり、成長速度は密度と組成に関係する。
ダスト温度
グレインの吸収係数 κλ ∝ λ-p と幾何学的に薄まったプランク型輻射場を仮定すると、 ダスト凝結温度 Tc と 凝結距離 Rc は以下の関係がある。
つまり、Tc = 1000 K, T* = 3000 K という場合、鉄を含むシリケイトでは p = 2 となるので、 Rc/R* > 10 となる。一方、鉄フリーだと p = -1 で、 Rc/R* = 2 - 3 である。つまり、星周辺に出来るダストは鉄フリーである。
吸収と散乱
鉄フリーダストは波長 1 μm 付近ではほぼ透明である。 gsca = ⟨cosθ⟩ した時、
となる。粒径が小さいと、 Crp ≈ Cabs である。 しかし、粒径が大きくなると散乱が効いてくる。
効率 Qrp
効率 Qrp = Crp/&pi:agr2, ngr = グレインの数密度とすると、
ここに、Vmon = 単量子の体積、nmon = 単量子の数密度, ρ
図１．M* = 1 Mo, L = 7000 Lo, T* = 2700 K の星に対し、 フォーステライト(Mg2SiO4)の κrp/κcrit の粒径と波長による変化。 Si 30 % がグレインになっていると仮定する。黒等高線＝フラックス重み付き オパシティが臨界オパシティを越える。
κrp
nH = ρ/(1+4εHe)mp なので、
となる。図１はフォーステライト(Mg2SiO4)の κrp/κcrit を波長と粒子半径の関数とし て表したものである。計算は εSi = 3.55 10-5, εHe = 0.1, Amon = 140, ρ
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臨界オパシティは 1 Mo, 7000 Lo から決めた。λ = 1 μm 付近では、 小粒径に対してオパシティが非常に低いのであるが、粒径と共に上昇し、 agr = 0.3 μm 付近で極大に達し、その後また低下する。 オパシティの値自体を見ると、パラメター領域内に、臨界値を超える箇所が 見つかる。それは、agr 大体波長くらいの対角方向に伸びる領域と、 波長が 10, 20 μm 付近の Qpr の極大付近の二本の垂直帯で ある。
フラックス重み付きオパシティ
星風の駆動のためには、オパシティに輻射フラックスの重みを付けた平均値が 必要である。計算の簡単のため、星フラックスを黒体で近似し、 フラックス重み付き単波長オパシティを次のように定義する。
図１の等高線はこの重み付きオパシティが臨界オパシティを越える領域を T* = 2700 K に対して示したものである。この粒径のグレインが星風を 駆動できる。
量は?
ここまで、凝結半径が 10 R* 以下になるためには、M-型星のシリケイトグレ インは実質的に鉄フリーでなければならなず、それらの粒径は 0.1 - 10 μm の必要があると議論してきた。次の問題は、十分な量の物質がグレインに取り 込まれるのかという疑問である。それには、詳細な動力学モデルが必要である。
