Simulationen der konvektiven Mischung in Klassischen Novae im Strömungsbereich kleiner Machzahlen

Classical novae are thermonuclear explosions occurring on the surface of white dwarfs. When co-existing in a binary system with a main sequence or more evolved star, mass accretion from the companion star to the white dwarf can take place if the companion overflows its Roche lobe. The envelope of hydrogen-rich matter which builds on top of the white dwarf eventually ignites under degenerate conditions, leading to a thermonuclear runaway and an explosion in the order of 1046 erg, while leaving the white dwarf intact. Spectral analyses from the debris indicate an abundance of isotopes that are tracers of nuclear burning via the hot CNO cycle, which in turn reveal some sort of mixing between the envelope and the white dwarf underneath. The exact mechanism is still a matter of debate. The convection and deflagration in novae develop in the low Mach number regime. We used the Seven League Hydro code (SLH ), which employs numerical schemes designed to correctly simulate low Mach number flows, to perform two and three- dimensional simulations of classical novae. Based on a spherically-symmetric model created with aid of a stellar evolution code, we developed our own nova model and tested it on a variety of numerical grids and boundary conditions for validation. We focused on the evolution of temperature, density and nuclear energy generation rate at the layers between white dwarf and envelope, where most of the energy is generated, to understand the structure of the transition region, and its effect on the nuclear burning. We analyzed the resulting dredge-up efficiency stemming from the convective motions in the envelope. Our models yield similar results to the literature, but seem to depend very strongly on the numerical resolution. We followed the evolution of the nuclear species involved in the CNO cycle and concluded that the thermonuclear reactions primarily taking place are those of the cold and not the hot CNO cycle. The reason behind this could be that under the conditions generally assumed for multi-dimensional simulations, the envelope is in fact not degenerate. We performed initial tests for 3D simulations and realized that alternative boundary conditions are needed.Klassische Novae sind thermonukleare Explosionen an der Oberfläche von Weißen Zwergen. Wenn ein solcher sich in einem Doppelsternsystem zusammen mit einem Hauptreihenstern oder einem späteren Stern befindet, kann Akkretion vom Begleiter zum Weißen Zwerg stattfinden, falls der Begleitstern seine Roche-Grenze überschre- itet. Die wasserstoffreiche Hülle, die sich auf der Oberfläche des Sterns bildet, zündet aufgrund des enormen Gravitationsdrucks in einer Deflagration. Aufgrund der Entar- tung des Gases führt das nukleare Brennen zu einem thermonuklearen Durchgehen (engl. runaway)und schließlich zu einer Explosion mit Energien in der Größenord- nung von 1046 erg. Der Weiße Zwerg bleibt dabei unberührt. Spektralanalysen der ausgestoßenen Gase deuten auf Isotope hin, die am heißen CNO-Zyklus beteiligt sind. Dies legt nahe, dass vor oder während der Brennphase eine Durchmischung von Materie zwischen der akkretierten Hülle und dem Weißen Zwerg stattfinden muss. Die Konvektion und Deflagration entwickeln sich im Strömungsbereich kleiner Machzahlen. Wir benutzten den Seven League Hydro code (SLH ), welcher ëber numerische Verfahren verfügt, die auf einen weiten Bereich von Machzahlen anwend- bar sind. Daraus errechneten wir Simulationen von Klassischen Novae in zwei und drei Dimensionen. Basierend auf einem sphärisch-symmetrischen Modell, das wir mit einem Sternentwicklungscode erstellten, entwickelten wir ein eigenes Nova-Modell. Wir testeten dies in Kombination mit eienr Reihe von Gittern und Randbedingun- gen. Anschließend analysierten wir im Detail das Verhalten von Temperatur, Dichte und nuklearer Energieerzeugungsrate in den Schichten zwischen Weißem Zwerg und Wasserstoffhülle, wo die Kernfusion hauptsächlich stattfindet, um die Struktur der Brennzone und deren Einfluss auf die Nukleosynthese zu verstehen. Wir analysierten die Effizienz der Konvektion, welche Elemente aus dem Weißen Zwerg nach oben in die Hülle transportiert. Die Ergebnisse entsprechen denen der Literatur, dennoch hängen sie stark von der numerischen Auflösung ab. Wir untersuchten die Isotopen- häufigkeit der im CNO-Zyklus beteiligten Elemente, und schloßen hieraus, dass das Brennen durch den weniger energetischen “kalten” CNO-Zyklus verläuft. Dies kann darauf zurückgeführt werden, dass unter den Bedingungen, die die Mehrzahl der multi- dimensionalen Modelle aus der Fachliteratur mit sich bringen, die Wasserstoffhülle tatsächlich nicht entartet ist. Abschließend simulierten wir testweise 3D-Modelle, aber neue Randbedingungen sind nötig, um mit den Berechnungen fortfahren zu können