The Boundary Layer of Accretion Disks

Abstract

The accretion of matter is a powerful source of energy which is responsible for the brightest astrophysical objects and events in the Universe. In the majority of cases, this process is accompanied by the formation of an accretion disk surrounding the gravitating object. This is a consequence of angular momentum conservation which prevents the matter from radially falling towards the center. Instead, the material gathers on circular orbits which are determined by the balance of gravitation and the centrifugal force. Accretion disks play an important role in astrophysics and can be found around a variety of objects. As a result of different mechanisms in the disk, the material generates friction. In a differentially rotating disk this means exchange of angular momentum and consequently transport of mass. While the matter is spiraling inwards, it continually looses energy which is radiated away from the surface of the disk. At the inner edge of the accretion disk, the material makes contact with the stellar surface. It has to adopt the angular velocity of the star which is smaller than the disk velocity. The region where the matter is slowed down is called the Boundary Layer (BL). It has a radial extent of about 1% of the stellar radius. Due to the large energy dissipation during the deceleration, the BL can reach luminosities comparable to the disk. Thus, the existence of the BL and its properties can be well examined by observations. From a theoretical point of view, the BL is still poorly understood. It is the aim of this work to shed light upon the non-magnetic BL of accretion disks around white dwarfs and young stars. For this purpose, the problem is approached in different ways, each of which treats a subset of issues concerning the BL. Within the one-dimensional radial approximation, the radiation characteristics of the BL are investigated. The luminosity and a simple BL spectrum are calculated and can be compared to observations. A more sophisticated approach involves the modeling of a vertical structure at each radius, using the density and temperature data from the 1D simulations. Hereby, more detailed synthetic spectra are created and compared to real observations. A major part of this work concerns the vertical structure of the BL. It is still unclear where the disk material is decelerated and how far it spreads over the surface of the star. In a two-dimensional spherical approach, these questions are addressed and it is assessed whether the competing concept of the Spreading Layer is a valid depiction of the star-disk interface. By comparison with previous simulations, it is evaluated whether the 1D model is a sufficient approximation for certain questions. Recent investigations have sparked the exploration of BL instabilities in the equatorial plane. It is analyzed through twodimensional simulations under which conditions the supersonic velocity drop in the BL is prone to instabilities and how oblique shock waves make an impact on the angular momentum and mass transport in the BL.

Akkretionsscheiben spielen eine große Rolle in der Astrophysik. Sie bilden sich immer dann, wenn ein Stern (oder ein schwarzes Loch) Materie aus der Umgebung durch seine Gravitationswirkung einfängt. Schon die kleinste Rotation des Gases führt zur Bildung einer Scheibe, in der die Materie langsam auf das Zentralobjekt zu spiralt, um von diesem aufgesammelt (akkretiert) zu werden. Bei diesem Einspiralen wird Gravitationsenergie freigesetzt, was zu einer Energieabstrahlung führt, welche die des zentralen Sterns bei weitem übersteigen kann.

Am Innenrand von Akkretionsscheiben um Sterne lagert sich das Gas auf dem Stern an und muss dazu die Geschwindigkeit der Sternoberfläche annehmen. Diese ist im Allgemeinen sehr viel langsamer als die Rotationsgeschwindigkeit der Scheibe, welche näherungsweise mit keplerscher Geschwindigkeit rotiert. Die Abbremsung des Materials führt zu einer enormen Energiefreisetzung, die maximal (bei einem nicht-rotierenden Stern) die Hälfte der gesamten Akkretionsleuchtkraft betragen kann. Da diese Energie innerhalb eines räumlich sehr kleinen Bereichs freigesetzt wird, sind die Temperaturen hier üblicherweise deutlich höher als in den äußeren Scheibengebieten. Somit kann die Existenz einer Grenzschicht im Prinzip gut über Beobachtungen untersucht werden.

Von theoretischer Seite ist die Struktur dieser Grenzschicht noch immer nicht ausreichend verstanden. Im Rahmen der vorliegenden Dissertation soll darum die nicht-magnetische Grenzschicht von Akkretionsscheiben um weiße Zwerge und junge Sterne mit Hilfe von numerischen Simulationen erforscht werden.

Zunächst wird die Grenzschicht in der eindimensionalen radialen Näherung untersucht, wobei der Fokus auf den Strahlungseigenschaften dieser Region liegt. Aus den Ergebnissen der Simulationen lassen sich die Leuchtkraft und detaillierte Strahlungsspektren der Grenzschicht bestimmen. Diese Daten werden anschließend mit Beobachtungen verglichen.

Ein wesentlicher Teil der Arbeit besteht in der Untersuchung der vertikalen Struktur der Grenzschicht. Hierbei ist von besonderem Interesse, wo das Material aus der Scheibe an Geschwindigkeit verliert und wie es sich auf dem Stern ausbreitet. Zur Klärung dieser Fragen werden zweidimensionale, achsialsymmetrische Rechnungen angefertigt. Diese werden weiterhin mit 1D Ergebnissen verglichen. Dadurch kann die Aussagekraft und eventuelle Limitierungen des eindimensionalen Modells bestimmt werden.

In den letzten Jahren kam vermehrt die Frage nach der Viskosität in der Grenzschicht auf. Dieser Aspekt wird durch zweidimensionale Rechnungen in der Scheibenebene betrachtet. Es wird untersucht, unter welchen Umständen der steile Geschwindigkeitsabfall in der Grenzschicht die Entstehung von Instabilitäten begünstigt. Letztlich stehen die Auswirkungen der erzeugten Schockwellen auf den Drehimpuls- und Massentransport im Fokus.