On the origin and survival of circumbinary planets in Post Common Envelope Binaries

Abstract

Von den bislang beobachteten rund 6300 Exoplaneten umkreisen nur wenige Doppelsterne. Anhand von Eclipse Timing Variations wurde vermutet, dass einige wenige zirkumbinäre Planeten enge Doppelsterne umkreisen, die aus einem kompakten Objekt und einem Hauptreihenstern bestehen. Die Existenz solcher Planetensysteme wirft die Frage auf, ob diese Planeten die Phase der gemeinsamen Hülle (Common Envelope, CE) ihres Muttersystems überstehen können oder ob sie sich nach der Phase heftiger Massenauswürfe aus dem gebundenen Material durch gravitative Instabilität bilden.

Eng beieinanderliegende Doppelsterne mit einem entwickelten Stern können sich im Verlauf der Entwicklung eines Doppelsternsystems über den CE-Kanal bilden. Wenn der Hauptstern seinen Roche-Lappen füllt, beginnt er, Masse auf den Begleitstern zu übertragen. Bei einem instabilen Massentransfer wird der Begleitstern in die Hülle des Hauptsterns eingebettet. Aufgrund von Gravitationswiderstandseffekten spiralisiert der Begleitstern tiefer in die gemeinsame Hülle hinein, was zum Ausstoß von Hüllengas führt. Die Zeitskala und das Ausmaß des Ausstoßes sind nach wie vor ein offenes Problem, das von mehreren physikalischen Prozessen bestimmt wird.

In dieser Arbeit werden die beiden vorgeschlagenen Szenarien für die Existenz von um ein Doppelsternsystem kreisenden Planeten in Post-CE-Doppelsternsystemen anhand von 3D-Hydrodynamik-Simulationen von Massenausstoßereignissen untersucht. Planeten der ersten Generation auf ursprünglich kreisförmigen Umlaufbahnen gelangen im Falle von sofortigen und intermediären Massenverlustereignissen in weiter ausgedehnte und exzentrische Umlaufbahnen. Obwohl die Planeten während der Massenverlustphase in eine asymmetrische und ausgedehnte Hülle eingebettet sind, werden sie im Falle eines sofortigen Massenverlusts ausgestoßen, sobald die in ihren Umlaufbahnen eingeschlossene Masse um die Hälfte oder mehr abnimmt. Während desselben CE-Ereignisses reagiert jeder Planet im System auf die Massenänderung in Abhängigkeit von seinem Abstand zum anderen Planeten zum Zeitpunkt des Ausstoßes.

Um die Möglichkeit der Planetenentstehung der zweiten Generation zu untersuchen, werden die Eigenschaften von Strukturen nach dem Ausstoß für zwei ideale thermodynamische Szenarien untersucht. Im Fall ohne Abkühlung (adiabatische Zustandsgleichung) ist der nach dem Ausstoß verbleibende Rest nicht-sphärisch, das Gas ist druckgestützt und in sub-keplerischer Bewegung. Bei sofortiger Abkühlung flacht das verbleibende Material zu einer durch Rotation gestützten Scheibe mit steilen Oberflächendichteprofilen und spiralförmigen Strukturen ab. Im idealen Szenario global isothermer Simulationen die Scheiben scheinen hinsichtlich gravitativer Instabilitäten leicht instabil zu sein. Dies deutet auf die Möglichkeit der Klumpenbildung hin.