Numerische Simulationen von Akkretionsscheiben in Kataklysmischen Variablen mit Smoothed Particle Hydrodynamics

Abstract

Diese Arbeit befaßt sich mit der Untersuchung von Akkretionsscheiben in Kataklysmischen Variablen (CVs) mit der numerischen Methode Smoothed Particle Hydrodynamics.

CVs sind enge Doppelsterne, die aus einem leichten Hauptreihenstern und einem Weißen Zwerg bestehen. Ein Gasstrom vom Begleitstern speist eine dünne Akkretionsscheibe um den Weißen Zwerg. Die Akkretion wird durch die viskose Entwicklung der Scheibe bestimmt.

Ein Aspekt der Vorgänge in den Akkretionsscheiben von CVs ist die Wechselwirkung zwischen dem Akkretionsstrom und dem Rand der Akkretionsscheibe. In dem Aufprallgebiet (Bright Spot) wird viel Strahlung frei. Ich untersuche, ob der Akkretionsstrom am Scheibenrand gestoppt wird oder ob ein Teil über und unter der Scheibe zu kleineren Radien strömen kann. Es stellt sich heraus, daß der größte Teil des Akkretionsstroms tatsächlich direkt nach innen fließt. Bisher wurde davon ausgegangen, daß nur vertikal außenliegende Teile des Akkretionsstroms, die die Scheibenhöhe überragen, überströmen können, und der Rest am Rand der Scheibe verbleibt. Hier stellt sich jedoch heraus, daß auch innenliegende Teile des Stroms in der Bright Spot-Region vertikal abgelenkt werden. Das sollte beispielsweise für das Ausbruchsverhalten von Zwergnovae eine Rolle spielen.

AM CVn-Sterne sind nahe Verwandte der Kataklysmischen Variablen. In zweien dieser Systeme wurden Superhumps entdeckt. Durch Simulationen der Akkretionsscheiben in diesen Systemen unterstütze ich die Interpretation dieser Systeme als Helium-transferierende Doppel-Weiße Zwerg-Sterne.

Bei schwach magnetischen Weißen Zwergen kann die Ausbildung einer Akkretionsscheibe nahe dem Weißen Zwerg verhindert werden. Unter der Annahme, daß die Wechselwirkung zwischen dem Gas und dem Magnetfeld diamagnetisch ist, entwickle ich ein Verfahren, diese Wechselwirkung mit SPH zu simulieren. Die Ergebnisse tragen zur Erklärung der extrem langen Ruhephasen der Zwergnova WZ Sge bei.

This work is concerned with the study of accretion disks in cataclysmic variables (CVs) with the numerical method smoothed particle hydrodynamics (SPH).

CVs are close binary systems, containing a low mass main sequence star and a white dwarf. The low mass star feeds an accretion disk around the white dwarf via a gas stream. The accretion of gas onto the surface of the white dwarf is governed by viscous processes in the disk.

One aspect of the physics of accretion disks in CVs is the interaction of the in-falling gas stream and the rim of the accretion disk. A lot of energy is released in the interaction region, therefore it is called ``bright spot''. I study whether the stream is stopped at the outer disk, or when, and under what conditions, parts of the stream can flow over and under the disk to smaller radii. I find that indeed a substantial part of the stream can flow dirctly to inner parts of the disk. Until now, it was believed that only outer parts of the stream, at greater heights than the disk height, are able to flow over the disk and that the rest of the stream is effectively stopped at the disk rim. However, I find that also inner parts of the stream are deflected vertically in the stream-disk interaction. This should be of importance, e. g. for the outburst behaviour of dwarf novae.

AM CVn stars are similar to CVs. In two of these systems superhumps have been discovered. My simulations of the helium accretion disks in these systems support interpretation of theses systems as helium-transferring double white dwarfs.

When the white dwarf has a magnetic field of moderate strength, the formation of the accretion disk close to the white dwarf can be prohibited. Assuming that the interaction of the gas with the magnetic field is diamagnetic, I develop a method to treat this interaction with SPH. The results are able to explain the extremely long duration of the quiescent phases of the peculiar dwarf nova WZ Sge.