Modelle turbulenter Konvektion für Sterne

Wir schlagen ein Projekt vor, in dessen Rahmen die nicht-lokalen hydrodynamischen Momenten--gleichungen in ein neues und leistungsfähiges Werkzeug zur Behandlung von Konvektion in Stern-modellen entwickelt werden sollen. Im Zuge des Projektes P 11882-PHY "Konvektion in Sternen" haben wir die numerischen Eigenschaften der Momentengleichungen untersucht und ihre Fähigkeit, die mittlere Struktur und den Energietransport, die in numerischen Simulationen von Konvektionszonen gefunden werden, wiederzugeben. Wir haben Simulationen durchgeführt und ein neues Simulationsprogramm mit fortschrittlicher Numerik entwickelt. Weiters haben wir Software zur automatischen und raschen Berechnung von Gittern von Modellatmosphären entwickelt und diese Software verwendet, um herkömmliche Konvektionsmodelle mit Beobachtungen zu vergleichen. Die Momentgleichungen haben unsere Tests erstaunlich gut bestanden. Wir halten sie für eine hervorragend geeignete Methode zur Anwendung auf viele Aspekte stellarer Konvektion, da sie die Anforderungen an die Zuverlässigkeit, die Flexibilität und die Handhabbarkeit erfüllt, welche alle zusammen für eine Konvektionsbehandlung notwendig sind, soll diese einen substanziellen Fortschritt bei der Lösung einer Reihe wichtiger astrophysikalischer Probleme ermöglichen. Für das neue Projekt schlagen wir vor, die hydrodynamischen Momentengleichungen in ein Modellatmosphärenprogramm der nächsten Generation einzubauen, die neuen Modellatmosphären durch Vergleiche mit Beobachtungen und numerischen Simulationen zu testen, und Fachkollegen bei der Implementation in Sternaufbaumodellen zu unterstützen. Unser neues Programmpaket wird verwendet werden, um Modellatmosphärengitter zur Berechnung von Spektrallinienprofilen sowie zur synthetischen Photometrie zu erzeugen. Diese synthetischen Daten werden dann mit beobachteten photometrischen Farbenindizes und mit Balmerlinienprofilen von Standardsternen und von Sternhaufen verglichen. Weiters werden wir die neuen Modellatmosphären mit realistischen, numerischen 3D-Simulationen der Atmosphäre der Sonne und ausgewählter A und F Hauptreihensterne vergleichen und auch selbst solche Simulationsdaten erzeugen. In weiterer Folge werden wir versuchen, beobachtete Bisektoren von Spektrallinien in verschiedenen Bereichen des HD Diagramms zu reproduzieren. Sollte dies gelingen, stünde ein neues, flexibles und kosteneffizientes Werkzeug zur Untersuchung von Geschwindigkeits- und Temperaturfeldern in Sternen zur Verfügung. Ein physikalisches Modellieren der konvektiv bedingten Verbreiterung von Spektrallinien würde in alltäglichen Anwendungen der stellaren Astrophysik möglich sein und ohne willkürliche Parameter auskommen, die derzeit für jeden Stern individuell bestimmt werden müssen. Wir planen weiters, einen internationalen Workshop in Wien zu organisieren, der die Experten auf dem Gebiet des Modellierens stellarer Konvektion für einen Austausch ihrer Erfahrungen und Problemlösungen zusammenführen soll. Wichtige Ziele dieses Workshops sind ein Vergleich der verfügbaren Methoden zur Behandlung von Konvektion und die Entwicklung eines Konzeptes, wie turbulente Konvektion in der Astrophysik im Verlauf des nächsten Jahrzehnts effizient modelliert werden soll.

Ein besseres Verständnis turbulenter Strömungen ist von vitalem Interesse für eine große Anzahl an Forschungsgebieten, nicht nur für die Astrophysik, sondern auch für die Geophysik (Atmosphärenforschung, Meteorologie, Ozeanographie), Klimatologie, Ingenieurswissen-schaften, sogar Zweige der Biologie und Medizin. Alltagsbeispiele sind etwa Verbrennungs- prozesse in Automotoren oder die Luftströmung entlang von Flügeln und Hülle von Jets bei Reisegeschwindigkeit. Die turbulente Natur von Meeresströmungen ist an Ungewißheiten in der Klimatologie wesentlich mitverantwortlich. Forschung in diesem Bereich ist entscheidend für ein besseres Verständnis des Energieaustausches zwischen Erdatmosphäre und den Ozeanen, dem Herzstück jedes Klimamodells. Auch Unsicherheiten bei Wettervorhersagen werden durch die turbulente Natur von atmosphärischen Strömungen wesentlich mitverursacht. Die meisten dieser Strömungen haben Gegenstücke in der Astrophysik: von den Atmosphären anderer Planeten über die konvektiven Hüllen und Kerne verschiedener Sterntypen bis zu Supernovae, den gewaltigen Explosionen, die manche Sterne am Ende ihrer Entwicklung erfahren. Projekt P13936-TEC hat sich auf das Problem konzentriet, wie das Modellieren der Konvektion in Sternen verbessert werden könnte. Ausgangspunkt war dabei eine neue Generation von Turbulenzmodellen, die vorher erfolgreich auf verschiedene Probleme der Ingenieurswissenschaften und der Geophysik angewandt worden sind. Da wir diese Modelle unter physikalischen Bedingungen anwenden wollten, die von den irdischen recht verschieden sind, wurden umfangreiche Computersimulationen durchgeführt, bei denen diese Ideen in einem "numerischen Labor" getestet werden konnten, bevor die vielversprechendsten unter ihnen für die Anwendung in Sternmodellen ausgewählt wurden. Dadurch war auch ein Feedback an die geophysikalische Forschung möglich. Wir konnten die schwache Leistung mancher Modelle bestätigen, die schon vorher geringes Ansehen hatten, weitere Modelle dieser Liste hinzufügen und schließlich ein Modell identifizieren, welches zumindest für jene Sterntypen, die wir näher untersucht haben (sogenannte "A" Sterne, einige Typen von Weißen Zwergen), eine dramatische Verbesserung gegenüber allen bisher verwendeten Modellen darstellt. Während Letztere bei vielen von uns herangezogenen, beobachtungsbasierten Tests versagten, ebenso wie beim Vergleich mit numerischen Simulationen die andere Forscher für solche Fälle durchgeführt hatten, bestand das neue Modell diese Herausforderungen ohne spezielle Anpassungen an die jeweilige Problemstellung. Dieser höhere Grad an Universalität des Modells ist auch eine gute Nachricht für die Geophysik. Weiters wurden mehrere Verbesserungen des Modells anhand unserer eigenen numerischen Simulationen vorgeschlagen, die auch in anderen Gebieten nützlich sein könnten. Das neue Modell erlaubt als erstes eine realistische, quantitative Vorhersage von Geschwindigkeitsfeldern und Mischungsvorgängen durch Konvektion in der Hülle von A-Sternen (etwa Wega als Beispiel für deren "heißes Ende"). Sofern ähnliche Resultate auch für andere Sterntypen erzielt werden können, wird das neue Modell sehr gut dazu geeignet sein, unser Verstehen von Aufbau, Entwicklung, und beobachtbaren Eigenschaften von Sternen zu verbessern. Das Projekt hat auch andere FwF-Projekte unterstützt, die am Inst. für Astronomie der Universität Wien auf benachbarten Gebieten forschen. Indirekt hat das Projekt auch zu den Satellitenprojekten COROT und Eddington beigetragen, an denen österreichische Forscherinnen und Forscher teilnehmen. Schließlich wurde im Projektverlauf ein neues, allgemein anwandbares Computerprogramm für hydrodynamische Simulationen entwickelt, sowie Software zum computerbasierten Erzeugen von Code. Beide stellen eine Basis für künftige Forschung auf diesem Gebiet dar.