Die Methode der Finiten Massen in der astrophysikalischen Hydrodynamik

Abstract

Diese Arbeit befasst sich mit der Anwendbarkeit der Methode der Finiten Massen auf astrophysikalische Problemstellungen. Die Methode der Finiten Massen ist eine neu entwickelte Lagrangesche Teilchenmethode zur Beschreibung kompressibler Strömungen. In der Arbeit werden grundlegende Eigenschaften der Methode untersucht sowie die notwendigen Simulationstechniken bereitgestellt. In den durchgeführten Simulationen werden prinzipielle Eigenschaften von Akkretionsscheiben untersucht, wie etwa der Einfluß der turbulenten Viskosität auf die Scheibendynamik, der Einfluß großer, ausgedehnter Wirbel in protoplanetaren Scheiben auf den Drehimpulstransport sowie der Einfluß des Roche-Potentials auf die Entwicklung einer zweiarmigen Spiralstruktur in der Scheibe im Fall eines Binärsystems. Unter Berücksichtigung des Strahlungstransports in vertikaler Richtung in der Energiegleichung werden Akkretionsscheiben in Kataklysmischen Variablen untersucht. Die Simulationen liefern eine präzedierende Scheibe in dem Superhumpsystem AM CVn sowie eine detaillierte Beschreibung eines Scheibenausbruchs in der Zwergnova U Geminorum. Im Anhang wird eine Erweiterung der Methode der Finiten Massen vorgestellt, die eine Behandlung fester Ränder im laminaren und nicht-laminaren Fall erlauben.

This work is concerned with the study of the Finite Mass Method and its application on astrophysical hydrodynamics. The Finite Mass Method is a newly developed Lagrangian particle method to solve problems in compressible fluid dynamics. We study the basic behaviour of the method and provide the necessary simulation techniques. In the simulations we study the basic properties of flows in accretion disks, the influence of the turbulent viscosity on the flow dynamic, the influence of large eddies on the angular momentum transport and the influence of the Roche potential on the development of a two armed spiral structure in the disk in the case of a binary system. We consider radiation transport in vertical direction to solve the energy equation and simulate accretion disks in cataclysmic variables. The simulations result in an eccentric, precession disk in the superhumpsystem AM CVn and in a detailed description of a disk outburst in the dwarf nova U Geminorum. In the appendix we present an enhancement of the method that provide the implementation of standard slip and no-slip boundary conditions.