Title (eng)
Episodic accretion on T-Tauri stars
Parallel title (deu)
Episodische Akkretion auf T-Tauri Sternen
Author
Bernhard Wolfgang Ratschiner
Advisor
Ernst Dorfi
Assessor
Ernst Dorfi
Abstract (deu)
Die Ursache für die Variabilität der Leuchtkraft von T Tauri Sternen ist noch immer nicht vollständig geklärt. Eine mögliche Erklärung bietet die episodische Akkretion von Masse aus der Protoplanetaren Scheibe auf den zentralen Protostern.
In diesem Zusammenhang wechselt eine bi-stabile Scheibe mehrmals während ihrer Lebenszeit zwischen einer Phase von niedriger und hoher Akkretionsrate. Im zweiten Fall wird eine große Menge an Masse in vergleichbar kurzer Zeit auf den Stern akkretiert, was einen Akkretionsausbruch zur Folge haben kann, der als merklicher Anstieg der Leuchtkraft beobachtet werden kann. Die FU Orionis (FUOR) und EX Orionis (EXOR) Objekte sind gut untersuchte Beispiele
für dieses Phänomen. Ein Mechanismus, der für den Beginn eines solchen Ausbruchs verantwortlich sein kann, ist eine thermische Instabilität in der Scheibe, die für einen schnellen Anstieg der Temperatur sorgt. Folgt man der Shakura-Sunyaev-Beschreibung der Viskosität, so führt eine Erhöhung der Temperatur zu einer Erhöhung der Viskosität und damit zu einer größeren Akkretionsrate. In diesem Zusammenhang ist es wichtig Simulationen durchzuführen, die den Innenbereich der Protoplanetaren Scheiben vollständig berücksichtigen, da dort eine ausreichend hohe Temperatur erreicht werden kann.
Zurzeit verwendete numerische Schemata, die Protoplanetare Scheiben simulieren, nutzen explizite Integrations-Schemata um die nötigen Differentialgleichungen zu lösen. Mit solchen Codes ist es jedoch aufgrund der Courant–Friedrichs–Lewy
(CFL) Bedingung nicht möglich, den Innenbereich der Scheibe zu berechnen und daher kann eine detaillierte zeitliche Entwicklung der Akkretionsausbrüche in diesem Ausmaß nicht gezeigt werden.
Diese Arbeit liefert einen Überblick über die Sternentstehung samt den entsprechen den Gleichungen der Strahlungshydrodynamik (RHD), die verwendet werden um
viskose Protoplanetare Scheiben zu beschreiben. Sie wiederholt wie Akkretion mit der Viskosität der Scheibe zusammenhängt, und wie eine Magnetorotationsinstabilität (MRI) ähnlich wie Viskosität wirkt. Die Langzeitentwicklung der
Scheibe wird mit Hilfe eines impliziten 1+1D Codes (TAPIR) berechnet. Dieser nutzt Axialsymmetrie um die Gleichungen der Strahlungshydrodynamik in radialer Richtung zu lösen. Die Resultate zeigen thermische Instabilitäten als Ursache
für einen rapiden Anstieg der Temperatur nahe am Stern. Das führt in kurzer Zeit zu einer erhöhten Akkretionsrate, die sich in einem Leuchtkraftausbruch durch Freisetzen von Gravitationsenergie manifestieren. Zusätzlich wird eine detaillierte Entwicklung der Akkretionsausbrüche sowie eine Langzeitentwicklung der gesamten Scheibe präsentiert.
Abstract (eng)
The reason for the variability of the luminousity of T Tauri stars is still under debate. A possible explanation is a episodic accretion of protostellar disk mass onto the central protostar. In this scenario, a bi-stable disk alters between a phase of
low and high accretion rate several times during it’s lifetime. In the latter a huge amount of matter is accreted onto the star in comparable short time, causing an accretion outburst notable as steep rise in accretion luminousity. The FU Orionis
(FUOR) and EX Orionis (EXOR) objects are well studied examples of this phenomenon. A mechanism that can be responsible for the onset of a burst is thermal instability causing a fast rise in temperature. Following the Shakura-Sunyaev viscosity description, a high temperature results in a higher local viscosity and thus in an enhanced accretion rate.
In this context it is important to conduct simulations that consistently treat the inner regions of the disk, where sufficient high temperatures are achieved. Currently applied numerical codes that facilitate the simulation of protostellar
disks, utilize explicit integration schemes to solve the necessary differential equations. Such codes are not able to deal with the regions close to the star due to the Courant–Friedrichs–Lewy (CFL) condition and thus unable to consistently show the detailed time evolution of accretion outbursts.
This thesis gives an overview about stellar formation and the corresponding equations of radiation hydrodynamics (RHD), to describe viscous protostellar disks. It reviews how accretion is connected to viscosity of the disk and how magneto
rotational instability (MRI) acts as viscosity. The long term evolution of the disk is calculated with an implicit 1+1D code (TAPIR). It utilizes axial-symmetry to solve the equations of radiation hydrodynamics in radial direction. The results
present thermal instability as reason for a fast rise of the gas temperature close to the star. This leads to a enhanced accretion rate in a short time which manifests itself as an enhanced accretion luminousity by releasing gravitational energy. Furthermore, a detailed evolution of the accretion burst and the long-term evolution of the entire disk is presented.
Keywords (eng)
protoplanetary disksprotostellar disksprotostarsT Tauri starshydrodynamicsradiation transportstarsdisksnumerical methodsimplicit schemes
Keywords (deu)
Protoplanetare ScheibenProtostellare ScheibenProtosterneT-Tauri SterneHydrodynamikStrahlungstransportSterneScheibenNumerische MethodenImplizite Verfahren
Subject (deu)
Subject (deu)
Type (deu)
Persistent identifier
https://phaidra.univie.ac.at/o:1364976
rdau:P60550 (deu)
102 Seiten : Illustrationen, Diagramme
Number of pages
102
Association (deu)
Title (eng)
Episodic accretion on T-Tauri stars
Parallel title (deu)
Episodische Akkretion auf T-Tauri Sternen
Author
Bernhard Wolfgang Ratschiner
Abstract (deu)
Die Ursache für die Variabilität der Leuchtkraft von T Tauri Sternen ist noch immer nicht vollständig geklärt. Eine mögliche Erklärung bietet die episodische Akkretion von Masse aus der Protoplanetaren Scheibe auf den zentralen Protostern.
In diesem Zusammenhang wechselt eine bi-stabile Scheibe mehrmals während ihrer Lebenszeit zwischen einer Phase von niedriger und hoher Akkretionsrate. Im zweiten Fall wird eine große Menge an Masse in vergleichbar kurzer Zeit auf den Stern akkretiert, was einen Akkretionsausbruch zur Folge haben kann, der als merklicher Anstieg der Leuchtkraft beobachtet werden kann. Die FU Orionis (FUOR) und EX Orionis (EXOR) Objekte sind gut untersuchte Beispiele
für dieses Phänomen. Ein Mechanismus, der für den Beginn eines solchen Ausbruchs verantwortlich sein kann, ist eine thermische Instabilität in der Scheibe, die für einen schnellen Anstieg der Temperatur sorgt. Folgt man der Shakura-Sunyaev-Beschreibung der Viskosität, so führt eine Erhöhung der Temperatur zu einer Erhöhung der Viskosität und damit zu einer größeren Akkretionsrate. In diesem Zusammenhang ist es wichtig Simulationen durchzuführen, die den Innenbereich der Protoplanetaren Scheiben vollständig berücksichtigen, da dort eine ausreichend hohe Temperatur erreicht werden kann.
Zurzeit verwendete numerische Schemata, die Protoplanetare Scheiben simulieren, nutzen explizite Integrations-Schemata um die nötigen Differentialgleichungen zu lösen. Mit solchen Codes ist es jedoch aufgrund der Courant–Friedrichs–Lewy
(CFL) Bedingung nicht möglich, den Innenbereich der Scheibe zu berechnen und daher kann eine detaillierte zeitliche Entwicklung der Akkretionsausbrüche in diesem Ausmaß nicht gezeigt werden.
Diese Arbeit liefert einen Überblick über die Sternentstehung samt den entsprechen den Gleichungen der Strahlungshydrodynamik (RHD), die verwendet werden um
viskose Protoplanetare Scheiben zu beschreiben. Sie wiederholt wie Akkretion mit der Viskosität der Scheibe zusammenhängt, und wie eine Magnetorotationsinstabilität (MRI) ähnlich wie Viskosität wirkt. Die Langzeitentwicklung der
Scheibe wird mit Hilfe eines impliziten 1+1D Codes (TAPIR) berechnet. Dieser nutzt Axialsymmetrie um die Gleichungen der Strahlungshydrodynamik in radialer Richtung zu lösen. Die Resultate zeigen thermische Instabilitäten als Ursache
für einen rapiden Anstieg der Temperatur nahe am Stern. Das führt in kurzer Zeit zu einer erhöhten Akkretionsrate, die sich in einem Leuchtkraftausbruch durch Freisetzen von Gravitationsenergie manifestieren. Zusätzlich wird eine detaillierte Entwicklung der Akkretionsausbrüche sowie eine Langzeitentwicklung der gesamten Scheibe präsentiert.
Abstract (eng)
The reason for the variability of the luminousity of T Tauri stars is still under debate. A possible explanation is a episodic accretion of protostellar disk mass onto the central protostar. In this scenario, a bi-stable disk alters between a phase of
low and high accretion rate several times during it’s lifetime. In the latter a huge amount of matter is accreted onto the star in comparable short time, causing an accretion outburst notable as steep rise in accretion luminousity. The FU Orionis
(FUOR) and EX Orionis (EXOR) objects are well studied examples of this phenomenon. A mechanism that can be responsible for the onset of a burst is thermal instability causing a fast rise in temperature. Following the Shakura-Sunyaev viscosity description, a high temperature results in a higher local viscosity and thus in an enhanced accretion rate.
In this context it is important to conduct simulations that consistently treat the inner regions of the disk, where sufficient high temperatures are achieved. Currently applied numerical codes that facilitate the simulation of protostellar
disks, utilize explicit integration schemes to solve the necessary differential equations. Such codes are not able to deal with the regions close to the star due to the Courant–Friedrichs–Lewy (CFL) condition and thus unable to consistently show the detailed time evolution of accretion outbursts.
This thesis gives an overview about stellar formation and the corresponding equations of radiation hydrodynamics (RHD), to describe viscous protostellar disks. It reviews how accretion is connected to viscosity of the disk and how magneto
rotational instability (MRI) acts as viscosity. The long term evolution of the disk is calculated with an implicit 1+1D code (TAPIR). It utilizes axial-symmetry to solve the equations of radiation hydrodynamics in radial direction. The results
present thermal instability as reason for a fast rise of the gas temperature close to the star. This leads to a enhanced accretion rate in a short time which manifests itself as an enhanced accretion luminousity by releasing gravitational energy. Furthermore, a detailed evolution of the accretion burst and the long-term evolution of the entire disk is presented.
Keywords (eng)
protoplanetary disksprotostellar disksprotostarsT Tauri starshydrodynamicsradiation transportstarsdisksnumerical methodsimplicit schemes
Keywords (deu)
Protoplanetare ScheibenProtostellare ScheibenProtosterneT-Tauri SterneHydrodynamikStrahlungstransportSterneScheibenNumerische MethodenImplizite Verfahren
Subject (deu)
Subject (deu)
Type (deu)
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https://phaidra.univie.ac.at/o:1364977
Number of pages
102
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