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Institut für Astronomie und Astrophysik

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Dissertation Daniel-Jens Kusterer


Monte Carlo Radiative Transfer in Accretion Disk Winds of Cataclysmic Variable Stars

Summary.
Accretion is a very common and important process in the universe from powerful active galactic nuclei (AGN) to young stellar objects (YSO). Yet many aspects of accretion and the physics of the accretion disks involved in the process are not fully understood. A prime example is the wind'' driven off a luminous accretion disk, clear signatures of its presence are seen in observations, however neither the driving mechanism nor the resulting mass loss rates are determined in a satisfying manner. Ideal objects for a closer analysis of the accretion phenomenon are so called cataclysmic variable stars (CV). These are close binary systems formed by a white dwarf primary and a red dwarf secondary with mass flow from the Roche lobe filling secondary onto the primary. Compared to the high energies involved in AGN and the rather low energy output of YSOs, CVs are in the intermediate energy range and they also have the clear advantage of being easily observable.
In this work we first introduce CVs and the phenomena observed in these systems which are connected to their nature as accretion powered objects. Especially important for our work is the so-called dwarf nova phenomenon where the accretion disk increases its brightness dramatically. In such a high state observations show that the disk is able to drive gas off in an accretion disk wind presumably by radiative driving as in winds of O stars. The observable signatures of an outflow, mostly so-called P Cygni profiles, are, in outburst situations, this prominent that a model which aims to describe the complete CV system necessarily has to include such an outflow. The Tübingen group had up till now working radiative transfer models for white dwarfs and accretion disks and these are supplemented by a radiative transfer model for an accretion disk wind developed in this work. A three-dimensional description of the wind and of the radiative transfer in the wind is necessary compared to the disk where a one-dimensional approximation can be used. Therefore a Monte Carlo radiative transfer method is implemented where photon packets from the disk and from the white dwarf are transported through a three-dimensional model of an accretion disk wind. For comparison and reference we implemented the two kinematical disk wind models of Shlosman & Vitello (1993) and of Knigge et al. (1995), before we develop our own model based on the hydrodynamical calculations of Feldmeier & Shlosman (1999). Results for standard implementations of these models are compared to each other and to the results of an already existing code. After this verification of our code we step further and calculate models for real systems. The dwarf novae SS Cygni and Z Camelopardalis as well as the special helium dwarf nova AM Canum Venaticorum are considered. No intensive parameter studies are performed, but first impressions for possible mass-loss rates and inclination angles of the systems are found.
For the first time in radiative transfer codes for accretion disk wind we have the possibility to use Stark or Doppler broadening functions and we find that Doppler broadening might underestimate the mass-loss rates. For the real systems and comparisons with observations we find first constraints on mass-loss rates, but are not able to improve estimations for the inclination angles further than they are already known.

Zusammenfassung.
Akkretion ist ein weitverbreiteter Prozess im Universum, der von aktiven Galaxienkernen bis hin zu sehr jungen Sternen (sog. young stellar objects) auftritt. Dennoch sind viele Aspekte dieses Prozesses und die Physik der damit zusammenhängenden Akkretionsscheiben noch nicht gut verstanden. Ein vorzügliches Beispiel in dieser Richtung ist der sogenannte Wind, der von leuchtkräftigen Scheiben abströmt. Die Beobachtung zeigt sehr klare Hinweise auf einen solchen Wind, jedoch sind weder der genaue Mechanismus, welcher diesen Wind treibt, noch die daraus resultierenden Massenverlustraten bis jetzt vollständig verstanden und erklärbar. Ideale Objekte um dieses Phänomen genauer zu studieren sind Kataklysmische Variable Sterne (CV). Bei diesen handelt es sich um enge Doppelsterne, die aus einem Weissen Zwerg als Primärstern und einem Roten Zwerg als Sekundärstern bestehen, wobei Masse vom Sekundärstern auf den Primärstern überfliesst. Verglichen mit der hohen Energieabstrahlung in AGN und der eher geringen Abstrahlung in YSOs sind CVs auf der mittleren Energieskala anzusiedeln und haben den klaren Vorteil der guten Beobachtbarkeit.
Im Rahmen dieser Arbeit werden erst CVs und die mit ihnen verbundenen Phänomene, welche von der Natur dieser Objekte als akkretionsgetrieben herrühren, eingeführt. Insbesondere sind die sog. Zwergnovae, in deren Ausbrüchen sich die Leuchtkraft der Akkretionsscheibe dramatisch erhöht, wichtig. In einem solchen Ausbruch, so zeigen Beobachtungen, ist die Scheibe in der Lage, Gas in einem Akkretionsscheibenwind von ihrer Oberfläche zu treiben. Der Wind ist aller Wahrscheinlichkeit nach strahlungsgetrieben vergleichbar dem Wind von O-Sternen. Die Signaturen, die ein solcher Wind in den Beobachtungen hinterlässt, hauptsächlich sog. P Cygni Linienprofile, sind im Ausbruch derart ausgeprägt, dass ein Modell, welches einen kompletten CV im Ausbruch beschreiben soll, auf jeden Fall den Akkretionsscheibenwind beinhalten muss. In der Tübinger Sternatmosphärengruppe existieren bereits Strahlungstransportmodelle für den Weissen Zwerg und die Akkretionsscheibe. Diese werden in Zukunft durch den Strahlungstransport durch den Wind ergänzt wie er in dieser Arbeit entwickelt wird. Für die Beschreibung des Strahlungstransportes ist, im Gegensatz zum Strahlungstransport in der Akkretionsscheibe für die ein eindimensionales Modell ausreicht, ein dreidimensionales Modell erforderlich. Aus diesem Grund wird der Strahlungstransport im Wind mit einer Monte Carlo Methode implementiert, bei der Photonen, die ihren Ursprung in der Scheibe oder dem Weissen Zwerg haben, durch das dreidimensionale Modell des Windes propagiert werden. Als Vergleich und Referenz implementieren wir die schon existierenden Beschreibungen von Shlosman & Vitello (1993) und Knigge et al. (1995) eines Scheibenwindes, bevor wir dann unser eigenes Modell basierend auf den hydrodynamischen Rechnungen von Feldmeier & Shlosman (1999) entwickeln. Die Ergebnisse für diese Standardmodelle werden dann untereinander und mit Ergebnissen für diese Modelle aus einem bereits existierenden Code verglichen. Nach diesem Codetest rechnen wir Modelle für real existierende Sternsysteme. Die Zwergnovae SS Cygni und Z Camelopardalis werden ebenso betrachtet wie das spezielle Helium-Zwergnovasystem AM Canum Venaticorum. Allerdings werden keine intensiven Parameterstudien betrieben, daher sind nur erste Abschätzungen für Systemparameter zu gewinnen.
Im Rahmen von Akkretionsscheibenwinden ist es mit dieser Arbeit zum ersten Mal möglich, sowohl Doppler- als auch Stark-Verbreiterung in der Berechnung der Linienopazitäten anzunehmen. Wir erhalten als Ergebnis, dass die Dopplerverbreiterung, so wie sie bisher üblicherweise verwendet wurde, zu geringe Massenverlustraten ergibt.
 

Online-Publikation: http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bsz:21-opus-34350


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Last modified 05 Nov 2010
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