Magnetfelder in Akkretionsscheiben

Magnetfelder in
Akkretionsscheiben
C OMPUTATIONAL A STROPHYSICS
Markus Flaig, Wilhelm Kley, Ralf Kissmann & Patrick Ruoff
Protoplanetare Akkretionsscheiben
Wir untersuchen die Turbulenz in magnetisierten
Gasscheiben um junge
Sterne. Solche Scheiben
sind die Geburtstätten
von
neuen
Planeten.
Deshalb ist es wichtig, die
Illustration einer Akkretionsscheiben
dortigen Prozesse physivon Don Dixon
kalisch zu verstehen. Wir
versuchen mittels numerischer Simulationen die Struktur
solcher Scheiben nachzubilden.
Methoden
Analytische
Theorie. . .
Wo ist das Problem?
& Numerische
Rechnungen
• Welcher Prozess bewirkt die beobachtbaren
Akkretionsraten? (zum Thema Akkretion siehe
die Box: Die MRI und Akkretion)
• Auswirkungen der Turbulenz in Akkretionsscheiben?
• Wie ist die räumliche Struktur einer turbulenten Akkretionsscheibe?
• Sind Akkretionsscheiben hinreichend ionisiert,
um die MRI zu erlauben?
Die MRI und Akkretion
Strahlungstransport
Akkretion:
• Notwendig ist dazu eine Wechselwirkung der Gasteilchen auf verschiedenen Orbits
• Dies kann ohne Magnetfeld nicht geleistet werden:
Veranschaulichung
Instabilität
der
Magnetorotations-
Nach heutigem Wissensstand kann
die Akkretionsrate nur über die
Magnetorotations-Instabilität
(MRI)
erklärt werden.
Überlegungen zur MRI:
• Teilchen auf verschiedenen Bahnen durch das Magnetfeld anschaulich wie
über eine Feder gekoppelt (siehe Abbildung)
• Durch die Kopplung vergrößert sich der Abstand in verstärkten Maße
• Es resultiert eine Instabilität
• Die Instabilität führt schließlich zur Turbulenz
Averaged Temperature Profile
1600
3.5e+14
1400
3e+14
1200
2.5e+14
1000
Temperature [K]
• Akkretion bedeutet Materietransport nach innen (zum Stern) und
Drehimpulstransport nach außen
Number density
Averaged Density Profile
4e+14
2e+14
1.5e+14
800
600
1e+14
400
5e+13
200
0
0
-6
-4
-2
0
2
4
6
-6
-4
-2
Scaleheights above Midplane
0
2
4
6
Scaleheights above Midplane
Dichte- (links) und Temperaturverlauf in einer Akkretionsscheibe als
Funktion des Abstands von der Mittelebene.
Die MRI erzeugt turbulente Fluktuationen in magnetisierten Akkretionsscheiben. Diese Fluktuationen wiederum zerfallen und erzeugen
dadurch Wärme. Im Gleichgewicht wird diese Wärme, im gleichen
Maße wie sie erzeugt wird, durch Strahlung aus den dichten Regionen
einer Akkretionsscheibe in dünnere Regionen transportiert. In diesen
optisch dünnen Regionen kann die Strahlung sich schließlich frei ausbreiten, so daß die überschüssige Energie in das interstellare Medium
abgestrahlt wird.
Die Abbildung zeigt den senkrechten Dichte- und Temperaturverlauf
in einer Akkretionsscheibe für einen festen Abstand vom Stern.
Turbulenz in Akkretionsscheiben
Weitere Themen
log(eth /kB [K m −3 ])
10.5
0.023
0.019
10.0
0.015
9.5
0.011
9.0
0.008
8.5
8.0
4.5
0.004
0.000
5.0
5.5
6.0
6.5
7.0
7.5
8.0
log(n[m−3 ])
Temperaturverteilung für eine Simulation des interstellaren
Mediums
Dichtestruktur in einer Turbulenzsimulation
Fragestellungen zur Turbulenz im interstellaren Medium – dem Gas, das den Raum zwischen den Sternen anfüllt:
• Ursprung der Turbulenz
• Auswirkung auf die Temperaturverteilung
• Quantitativer Zusammenhang zwischen
Beobachtungen und Zustand des Gases
Fragestellungen zu kurzzeitigen Phänomenen in der Sonnenatmosphäre:
• Ausbreitung von solaren Flares
Senkrechte Dichte- (links) und Temperaturstruktur (rechts) für eine Simulation
eines Ausschnitts einer Akkretionsscheibe
• Orte der Teilchenbeschleunigung
Dichte (obere Zeitreihe) und Geschwindigkeit (untere Zeitreihe)
für die Simulation einer Eruption in der Sonnenatmosphäre