Magnetfelder in der Sternenentstehung
Das Ziel dieses Projektes ist die Simulation von Sternen und Sternenhaufen sowie die Modellierung des interstellaren Mediums. Besonders interessant ist die Rolle welches das Magnetfeld in molekularen Wolken vor und während des gravitativen Kollapses spielt.
Obwohl der Einfluss des Magnetfeldes bei der Sternbildung als unerlässlich eingestuft wird, wurden erst wenige Magnetohydrodynamik-Simulationen (MHD) in diesem Bereich mithilfe der Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) Methode durchgeführt [d1,d2]. Dies liegt im wesentlichen an der unzufriedenstellenden Behandlung der nicht-verschwindenden Divergenzen des magnetischen Feldes. Kürzlich haben sich Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (SPMHD) Simulationen, die auf Euler Potentialen basierten, als erfolgreich in der Behandlung des MHD Kollapses und des Fragmentierungsproblems herausgestellt. Bei diesen Methoden ist jedoch bekannt, dass sie intrinsische Schwierigkeiten aufweisen [d4]. Wir haben SPMHD Simulationen basierend auf einen traditionellen Ansatz, der das Magnetfeld selbst mithilfe der Induktionsgleichung entwickelt, durchgeführt [d3]. Um die numerischen Divergenzen in den Griff zu bekommen haben wir einen Ansatz gewählt, der die Effekte der numerischen Divergenzen von der Kraftgleichung subtrahiert. Zusätzlich benutzen wir eine künstliche magnetische Dissipation zur Regulierung. Um den Einfluss des Magnetfeldes auf Kollaps und Fragmentierung zu studieren, wenden wir diese Implementierung des SPMHD auf ein gut bekanntes Problem, einer Variation des "Boss & Bodenheimer Standard isothermen Testfalles" (siehe Bildergalerie) an. In unseren Simulationen haben wir uns auf Fälle konzentriert, bei denen sich das anfängliche Magnetfeld parallel zur Rotationsachse befindet. Wir untersuchen verschiedene Feldstärken und vergleichen die Ergebnisse mit Ergebnissen aus der Literatur. Wir können damit spezifische Ergebnisse anderer untermauern, zum Beispiel die verzögerte Sternbildung für starke Felder, die mit der Tendenz zur Bildung von Einzelsternsystemen einher geht. Wir finden jedoch auch, anders als andere Autoren, eine Beschleunigung der Sternbildung bei mittleren Feldstärken und die Bildung von Dreifachsystemen. Letzteres geht auf magnetische Spannungskräften zurück, die Fragmentierung in diesen Fällen fördert.
Das Wissen über die Behandlung von Hydrodynamik und Magnetismus bei SPHMHD soll in einem späteren Stadium des Projekts in die Untersuchung von hydrodynamischen Effekten in (para-) magnetischen Kolloidalen Systemen übertragen werden (siehe auch Phasenübergänge mit Hydrodynamik).
Bildergalerie
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Berechnung einer starken Explosion in 3D (mit verkürzter z Dimension) mittels des Euler Potential-Formalismus ohne (magnetische) Dissipation. Die Bilder wurden aus Rohdaten mit der Software SPLASH von Daniel Price, Monash University, Australia (http://users.monash.edu.au/~dprice/splash/index.html) erzeugt. -
Berechnung der Feldschleifen-Advektion in 3D (mit verkürzter z Dimension) mittels des Euler Potential-Formalismus ohne (magnetische) Dissipation. Die Bilder wurden aus Rohdaten mit der Software SPLASH von Daniel Price, Monash University, Australia (http://users.monash.edu.au/~dprice/splash/index.html) erzeugt. -
Berechnung einer schnellen Rotation in 3D (mit verkürzter z Dimension) mittels des Euler Potential-Formalismus ohne (magnetische) Dissipation. Die Bilder wurden aus Rohdaten mit der Software SPLASH von Daniel Price, Monash University, Australia (http://users.monash.edu.au/~dprice/splash/index.html) erzeugt. -
Hoch aufgelöste (612360 Teilchen) Berechnung des Orszag-Tang Vortex Problems in 3D (mit verkürzter z Dimension) mittels des Euler Potential-Formalismus ohne (magnetische) Dissipation. Die Bilder wurden aus Rohdaten mit der Software SPLASH von Daniel Price, Monash University, Australia (http://users.monash.edu.au/~dprice/splash/index.html) erzeugt. -
Niedrig aufgelöste Simulation der Entstehung eines Doppelsternsystems mit anfänglichem Magnetfeld (Masse zu Fluss Verhältnis von 10) parallel zur Rotationsachse. Die Bilder wurden aus Rohdaten mit der Software SPLASH von Daniel Price, Monash University, Australia (http://users.monash.edu.au/~dprice/splash/index.html) erzeugt. -
Variation des Boss & Bodenheimer 'standard isothermal collapse test' unter Benutzung einer barotropischen Zustandsgleichung (Zwischenstadiums-Lösung). Die Bilder wurden aus Rohdaten mit der Software SPLASH von Daniel Price, Monash University, Australia (http://users.monash.edu.au/~dprice/splash/index.html) erzeugt.
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b) Ältere Publikationen
c) Abgeschlossene Arbeiten
- A. Geng, Staatsexamensarbeit: Numerische Analysen zur Sternstrukturberechnung (2008)
- W. Trick, Bachelor-Arbeit: Numerische Simulationen zur Sternentwicklung im Post-Haupreihenstadium (2010)
- F. Bürzle, Doktorarbeit: Numerical Studies in Star Formation using Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (2012)
d) Referenzen
- J.J. Monaghan, Rep. Prog. Phys. 68, 1703 (2005).
- V. Springel, MNRAS 364, 1105 (2005).
- K. Dolag, F. Stasyszyn, MNRAS 398, 1678 (2009).
- D. Price, M. Bate, MNRAS 377, 77 (2007).
- F. Bürzle et al., MNRAS 412, 171 (2011).