AbstractsAstronomy & Space Science

The common envelope (CE) phase is critical for the formation of close binary stars with at least one compact star. During this phase, a giant star engulfs its companion, which spirals into the giant’s envelope. The envelope is ejected and a close binary system results. The ejection mechanism is unknown and predicting the final state of the system is a long-standing problem in binary stellar evolution. This work establishes the moving-mesh hydrodynamics code AREPO as a new approach to model CE phases, going beyond the current state of the art. Envelopes of giants are stabilized as initial conditions. Then, the first CE simulation on a moving mesh demonstrates the occurence of dynamical instabilities. AREPO’s refinement capabilities allow high resolution around the point masses representing the core of the giant and the companion; this is essential for convergence. The first magnetohydrodynamic CE simulations show strong field amplifications possibly due to the magnetorotational instability. Analyzing the transport of angular momentum and energy yields no significant contribution by magnetic fields; main drivers are gravitational torques and shocks. Including the ionization state of the gas increases the unbound mass by releasing recombination energy, but still fails to completely eject the envelope during the simulation. Die Phase einer gemeinsamen Hülle (GH) ist wichtig für das Entstehen enger Binärsternsysteme mit mindestens einem kompakten Stern. In dieser Phase umgibt ein Riesenstern seinen Begleiter, der daraufhin spiralförmig in die Hülle des Riesen fällt. Die Hülle wird ausgestoßen und ein enges Binärsternsystem entsteht. Der Ausstoßmechanismus ist allerdings unbekannt und es ist ein seit Langem bestehendes Problem der Binärsternentwicklung, den Endzustand solcher Systeme vorherzusagen. Diese Arbeit etabliert AREPO, einen Hydrodynamikcode auf einem bewegten Gitter, als neuen Ansatz zur Modellierung der GH-Phase und geht damit über den aktuellen Stand vergleichbarer Simulationen hinaus. Zunächst werden Hüllen von Riesensternen als Anfangsbedingungen stabili- siert. Dann zeigt die erste GH-Simulation auf einem bewegten Gitter, dass dynamische Instabilitäten auftreten. Die Gitterverfeinerung des AREPO-Codes erlaubt eine hohe Auflösung um die Punkt- massen, die den Kern des Riesen und den Begleiter modellieren – eine wichtige Voraussetzung für Konvergenz. Die ersten magnetohydrodynamischen GH-Simulationen ergeben hohe Feldverstärkungen, die auf die Magnetorotations-Instabilität als Ursache hinweisen. Eine Analyse des Drehimpuls- und Energietransports ergibt jedoch keinen wesentlichen Beitrag der Magnetfelder; Hauptursachen sind Drehmomente durch Gravitation und Stoßwellen. Wird der Ionisationszustand des Gases behandelt, erhöht sich die ungebundene Masse durch die Freisetzung von Rekombinationsenergie, die Hülle kann jedoch auch dadurch nicht vollständig ausgestoßen werden. Advisors/Committee Members: Röpke, Friedrich (advisor).