Simulations of planets in post-Common Envelope Binary Systems with the FLASH code

Abstract

I study systems with planets in post--common envelope binaries (PCEBs) to analyze the question of planet formation and planetary dynamics in this kind of systems with three-dimensional hydrodynamical simulations. I choose NN Serpentis as an exemplary system. It consists of a white dwarf (WD) primary component of 0.535pm0.012 M_sol and an M dwarf secondary component of 0.111pm0.004 M_sol within a 3hr 7min orbit (Parsons et al. 2010, Haefner et al. 2004). Additionally, the system is supposed to have two planets with masses (m*sin(i)) and orbital separations of ~7 M_J and ~5.4 AU for planet c and ~1.7 M_J and ~3.4 AU for planet d (Beuermann et al. 2013). The observation of common envelope (CE) events is difficult because they appear on astrophysically short timescales (~1000 years, Ivanova et al. 2013). Therefore, the current knowledge of structure formation and energy transformation within the envelope is based on numerical simulations. The outcome of these simulations depend on the numerical technique and the initial parameters that are used. Thus, initial parameters for models of the post--CE phase are difficult to determine exactly. For this reason, I carry out a parameter study. I evaluate simulations depending on the total kinetic energy of the gaseous envelope and the distribution of density and kinetic energy within the envelope.

The simulations show that the survival of first-generation planets which formed before the CE event is possible but strongly depends on interactions with the gaseous envelope. Therefore, planets only remain gravitationally bound in setups with moderate initial kinetic energy. The scenario of second-generation planet formation is supported by my simulations through the formation of fall-back disks. For similar initial conditions the remaining bound mass within the simulation box is comparable to the analytic result of Schleicher and Dreizler 2014. The growth of first-generation planets during the CE event is neither confirmed nor ruled out by this study. This effect has to be studied in simulations with higher numerical resolution.

In der Entwicklung von engen Doppelsternen kann es zu einer Phase kommen, in der die Kerne beider Sterne innerhalb einer Gashülle umeinander rotieren. Dies wird die "gemeinsame Hüllenphase" genannt. Da ein Großteil aller Sterne in Doppelsternsystemen oder sogar Mehrfachsternsystemen vorliegt gibt es viele Beispiele für Systeme, die aus der gemeinsamen Hüllenphase hervorgehen. Dazu gehören unter anderem sehr enge Doppelsterne bestehend aus einem Hauptreihenstern und einem Weißen Zwerg. Ein Beispiel für ein solches Systems ist NN Serpentis. Es setzt sich zusammen aus einem Hauptreihenstern mit einer Masse von 0.111pm0.004 M_sol und einem Weißen Zwerg der Masse 0.535pm0.012$ M_sol. Die Sterne umkreisen das gemeinsame Zentrum mit einer Periode von 3h 7min (Parsons et al. 2010, Haefner et al. 2004). Auf Grund von Schwankungen in der Periodizität der Bedeckung des Weißen Zwerges durch den Hauptreihenstern wurde von Beuermann et al. 2010 die Hypothese aufgestellt, dass zwei Planeten das Doppelsternsystem umkreisen. Diese Hypothese konnte bis heute nicht widerlegt werden. Die aktuellen Werte für Masse und Radius der beiden möglichen Planeten sind ~7 M_J und ~5.4 AU für Planet c und ~1.7 M_J und ~3.4 AU für Planet d (Beuermann et al. 2013). Vorgelegt wird hier eine Parameterstudie, welche die Auswirkung der gemeinsamen üullenphase auf die Dynamik eventuell vorhandener Planeten untersucht. Desweiteren wird die Möglichkeit von Planetenentstehung in Überresten der Gashülle studiert. Die Parameterstudie basiert unter anderem auf den Ergebnissen von Ricker und Taam 2008, Ricker und Taam 2012 und Passy et al. 2012. In den durchgeführten Simulationen variiere ich die gesamte kinetische Energie der Gashülle sowie die Verteilung der kinetischen Energie und der Dichte innerhalb des Gases.

Die durchgeführten Simulationen zeigen, dass sowohl das Überleben der gemeinsamen Hüllenphase für Planeten möglich ist als auch die Entwicklung für Bedingungen zur Planetenentstehung aus Überresten der Hülle. Planeten der ersten Generation können die Hüllenphase überstehen wenn sie mit dem Gas der Hülle wechselwirken. Damit dieser Effekt stark genug ist darf sich das Gas nicht zu schnell ausbreiten, das bedeutet die kinetische Energie der Hülle darf nicht zu groß sein. In vielen Simulationen bildet sich aus dem zurückfallenden Gas eine Scheibe um den Doppelstern. Diese bietet gute Bedingungen zur Entstehung von neuen Planeten. Die beobachteten Massen, die am Ende der Simulationen noch an das System gebunden sind, sind verlgeichbar mit dem berechneten Wert in Schleicher und Dreizler 2014 und unterstützen somit die Berechnungen zur Planetenentstehung. Mit den hier präsentierten Simulationen ist es nicht möglich das Wachstum von Planeten der ersten Generation während der gemeinsamen Hüllenphase zu untersuchen. Somit kann diese Möglichkeit weder bestätigt noch ausgeschlossen werden.