{"id":11665,"date":"2016-02-04T14:36:20","date_gmt":"2016-02-04T13:36:20","guid":{"rendered":"http:\/\/www.h-its.org\/?p=11665"},"modified":"2019-03-22T10:54:56","modified_gmt":"2019-03-22T09:54:56","slug":"turbulente-zeiten","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.h-its.org\/de\/2016\/02\/04\/turbulente-zeiten\/","title":{"rendered":"Turbulente Zeiten: Wenn sich Sterne n\u00e4her kommen"},"content":{"rendered":"\n
\"Sebastian<\/a>
Sebastian Ohlmann, Physic of Stellar Objects Gruppe (Foto: HITS)<\/figcaption><\/figure><\/div>\n\n\n\n

HITS-Astrophysiker simulieren mit neuen Methoden die Phase der gemeinsamen H\u00fclle von Doppelsternen und entdecken dabei dynamische Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten, die helfen k\u00f6nnen, die Entstehung von Supernovae besser zu erkl\u00e4ren. <\/strong><\/p>\n\n\n\n

Ein Blick in den Nachthimmel zeigt uns die Sterne als kleine Punkte, die in weiter Ferne ihr einsames Dasein fristen. Doch der Schein tr\u00fcgt: Mehr als die H\u00e4lfte aller uns bekannten Sterne besitzt einen Begleiter, der das Leben des jeweiligen Sterns stark beeinflussen kann. Die Wechselwirkung in diesen sogenannten Doppelsternsystemen ist besonders stark, wenn beide durch eine Phase gehen, in der sie von einer gemeinsamen Sternh\u00fclle aus Wasserstoff und Helium umgeben sind. Da diese im Vergleich zur Entwicklungszeit von Sternen sehr kurze Phase jedoch nur schlecht von Astronomen beobachtet und somit auch verstanden werden kann, kommen theoretische Modelle mit aufw\u00e4ndigen Computersimulationen zum Einsatz. Die Erforschung dieses Ph\u00e4nomens ist unter anderem f\u00fcr das Verst\u00e4ndnis von stellaren Ereignissen wie etwa Supernovae relevant.<\/p>\n\n\n\n

Die Astrophysiker Sebastian Ohlmann<\/strong>, Friedrich R\u00f6pke<\/strong>, R\u00fcdiger Pakmor<\/strong> und Volker Springel<\/strong> vom Heidelberger Institut f\u00fcr Theoretische Studien (HITS) erzielten jetzt mit Hilfe neuer Methoden einen Fortschritt in der Modellierung dieses Ph\u00e4nomens: Wie sie in \u201eThe Astrophysical Journal Letters\u201c berichten, konnten die Wissenschaftler durch Simulationen dynamische Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten entdecken, die w\u00e4hrend der Phase der gemeinsamen H\u00fclle auftreten und die f\u00fcr das weitere Leben des Doppelsternsystems wichtig sind. Diese sogenannten Instabilit\u00e4ten ver\u00e4ndern das Flie\u00dfen der Materie innerhalb der H\u00fclle, beeinflussen dadurch die Distanz der einzelnen Sterne zueinander und bestimmen somit zum Beispiel dar\u00fcber, ob und welche Art Supernova entsteht. Die Arbeit entstand in einer Kollaboration zwischen den zwei HITS-Forschungsgruppen Physik stellarer Objekte (PSO)<\/strong> und Theoretische Astrophysik (TAP)<\/strong>. F\u00fcr die Modellierung wurde der von Prof. Volker Springel entwickelte AREPO-Code<\/a> f\u00fcr hydrodynamische Simulationen verwendet und angepasst. Er l\u00f6st die Gleichungen auf einem beweglichen Gitter, das dem Fluss der Materie folgt, und verbessert so die Genauigkeit der Modellierung.
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Eine gemeinsame H\u00fclle f\u00fcr zwei Sterne<\/h2>\n\n\n\n

Mehr als die H\u00e4lfte der uns bekannten Sterne werden in Systemen aus zwei Sternen geboren. Die Energie f\u00fcr ihr Leuchten stammt aus der Kernfusion von Wasserstoff im Zentrum der Sterne. Sobald im schwereren der beiden Sterne der Wasserstoff als Brennstoff f\u00fcr die Kernfusion verbraucht ist, schrumpft der Kern zusammen. Gleichzeitig bildet sich eine stark ausgedehnte Sternh\u00fclle bestehend aus Wasserstoff und Helium: Der Stern wird zu einem roten Riesen.<\/p>\n\n\n\n

Wenn sich die H\u00fclle des roten Riesens immer st\u00e4rker ausdehnt, zieht der Begleitstern durch seine Schwerkraft die Sternh\u00fclle zu sich, so dass ein Teil der H\u00fclle zu ihm \u00fcberflie\u00dft. Im Laufe dieses Prozesses kommen sich beide Sterne n\u00e4her. Schlie\u00dflich kann der Begleiter in die H\u00fclle des Riesen fallen und beide werden von einer gemeinsamen Sternh\u00fclle umschlossen. Durch das N\u00e4herkommen des Riesenkerns und des Begleiters wird Energie aus der Schwerkraft zwischen beiden freigesetzt, die in die gemeinsame H\u00fclle \u00fcbertragen wird. Die H\u00fclle wird dadurch ausgesto\u00dfen und vermischt sich mit der interstellaren Materie in der Galaxie; zur\u00fcck bleibt ein enges Doppelsternsystem aus dem Kern des Riesen und dem Begleitstern.<\/p>\n\n\n\n

Der Weg zur Sternexplosion<\/h2>\n\n\n\n

Warum diese Phase der gemeinsamen H\u00fclle wichtig f\u00fcr das Verst\u00e4ndnis der Entwicklung verschiedener Sternsysteme ist, erkl\u00e4rt Sebastian Ohlmann aus der PSO-Gruppe: \u201eJe nach Ausgangssystem der gemeinsamen H\u00fclle k\u00f6nnen sich in der weiteren Entwicklung sehr vielf\u00e4ltige Ph\u00e4nomene ergeben, wie etwa thermonukleare Supernovae.\u201c Ohlmann und seine Kollegen untersuchen die Vorgeschichte dieser Sternexplosionen, die zu den hellsten Ereignissen in unserem Universum z\u00e4hlen und eine ganze Galaxie \u00fcberstrahlen k\u00f6nnen. Bei Modellierungen von Systemen, die zu solchen Sternexplosionen f\u00fchren k\u00f6nnen, besteht jedoch eine gro\u00dfe Unsicherheit in der Beschreibung der Phase einer gemeinsamen Sternh\u00fclle. Grund hierf\u00fcr ist unter anderem, dass der Kern des Riesen tausend bis zehntausendmal kleiner als die H\u00fclle ist, so dass die r\u00e4umlichen und zeitlichen Skalenunterschiede die Modellierung erschweren und N\u00e4herungen erfordern. Die jetzt mit neuartigen Methoden durchgef\u00fchrten Simulationen der Heidelberger Wissenschaftler sind ein erster Schritt zu einem besseren Verst\u00e4ndnis dieser Phase.<\/p>\n\n\n\n

\"commonenvelope-density-orbitalplane-105d\"<\/a><\/figure><\/div>\n\n\n\n
\"commonenvelope-density-perpendicularplane-105d\"<\/a><\/figure><\/div>\n\n\n\n

Abbildungen: Beide Abbildungen zeigen Schnitte durch das dreidimensionale Simulationsvolumen nach 105 Tagen in der gemeinsamen H\u00fclle. In der orbitalen Ebene (Bild 1) umkreisen der Begleitstern und der Riesenkern einander. Bild 2 zeigt einen Schnitt senkrecht dazu. Der Ma\u00dfstab betr\u00e4gt 100 Sonnenradien. (Abbildungen: Sebastian Ohlmann \/ HITS)<\/p>\n\n\n\n

Publikation:<\/h2>\n\n\n\n

Ohlmann, S. T., R\u00f6pke, F. K., Pakmor, R., & Springel, V. (2016):
Hydrodynamic moving-mesh simulations of the common envelope phase in binary stellar systems, The Astrophysical Journal Letters, 816, L9, DOI: 10.3847\/2041-8205\/816\/1\/L9
http:\/\/arxiv.org\/abs\/1512.04529<\/a>
Astrophysics Data System:
http:\/\/adsabs.harvard.edu\/abs\/2016ApJ…<\/a><\/p>\n\n\n\n

Pressekontakt:<\/strong>
Dr. Peter Saueressig
Presse- und \u00d6ffentlichkeitsarbeit
HITS Heidelberger Institut f\u00fcr Theoretische Studien
Tel: +49-6221-533-245
Fax: +49-6221-533-298
peter.saueressig@h-its.org<\/a>
https:\/\/www.h-its.org<\/a><\/p>\n\n\n\n

[dt_gap height=“10″ \/]Wissenschaftlicher Kontakt:<\/strong>
Sebastian Ohlmann
sebastian.ohlmann@h-its.org<\/a>
Prof. Dr. Friedrich R\u00f6pke
friedrich.roepke@h-its.org<\/a>
Physics of Stellar Objects Gruppe
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Tel: +49-6221-533-270
Fax: +49-6221-533-298
https:\/\/www.h-its.org<\/a><\/p>\n\n\n\n

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