Sternatmosphären und pulsierende Sterne

Die Atmosphären von Sternen sind deren Fenster zum Kosmos. Ein Großteil der astronomischen Beobachtungen, vom Röntgen- bis zum Infrarotbereich, verwertet Informationen aus Sternatmosphären. Ungefähr 80% der im Universum beobachtbaren Materieansammlungen sind Sterne und nahezu die gesamte Information davon erreicht uns über elektromagnetische Strahlung. Sternatmosphären sind somit Ausgangspunkt der meisten Photonen die mit Hilfe von Teleskopen registriert werden können. Somit ist die Kenntnis von Sternatmosphäre von fundamentaler Bedeutung für eine Vielzahl astrophysikalischer Probleme. Häufig sind Vereinfachungen im Rahmen von "Standardannahmen", sowie unzureichende Analysemethoden von Sternspektren Ursache für Widersprüche zwischen Modellen und Beobachtungen, woraus sich der dringende Bedarf nach einer wesentlichen Verbesserung dieser Situation ergibt. Als Beispiele seien hier nur die Spektrensynthese und die Bestimmung der Häufigkeiten chemischer Elemente (chemische Entwicklung von Sternen und des Universums) angeführt, Studien bezüglich der horizontalen und vertikalen Inhomogenitäten in Sternatmosphären (Doppler Kartographie und Diffusionsprozesse), die Bestimmung globaler stellarer Magnetfelder (stellare Aktivitäten), sowie die Sternwinde (Wiederverwertung von Sternmaterie im Interstellaren Medium). Pulsation von Sternen erlaubt Rückschlüsse auf den inneren Aufbau und den Entwick-lungszustand dieser Objekte (Asteroseismologie als Gegenstück zur Durchleuchtungsmethode mit Röntgenstrahlen in Medizin und Materialwissenschaften), woraus sich die Bedeutung der Astero-seismologie auch für das gegenständliche Projekt erklärt. Dabei stehen grundlegende Eigenschaften, wie das Pulsationsfrequenzspektrum und die Lebensdauer und Amplitude von Schwin-gungen im Vordergrund. Die Behandlung folgender physikalischer Prozesse soll in unseren Modellen von Sternatmosphären wesentlich verbessert werden: Konvektion - Diffusion - Rotation Unsere neuen Modellatmosphären werden wir mit spektroskopischen und photometrischen Beobachtungen von Sternen auf der Hauptreihe, bzw. vor derselben, mit Massen von 1.4 bis 2.5 Sonnenmassen testen. Solche Sterne sind dafür besonders geeignet, weil - diese Sterne noch mit relativ einfachen physikalischen Konzepten untersucht werden können, - Konvektion in diesem Massespektrum von unbedeutend bis zu dominierend für den Strahlungs-transport in der Hülle variiert, - Diffusion unmittelbar beobachtbar ist. Bei heißeren Sternen wird dieser Effekt durch Sternwinde überlagert, bei kühleren wird Diffusion durch Konvektion dominiert. - in diesen Massebereich auch der klassische Instabilitätsstreifen fällt und somit asteroseismische Methoden zum Einsatz kommen können. Kein anderer Parameterbereich im HR-Diagramm verfügt über diese Vielfalt von unterschiedlichen, die Beobachtungen dominierenden physikalischen Phänomene. In diesem Zusammenhang soll auch erwähnt werden, daß drei verschiedene Pulsationsarten in diesem Massebereich bei unterschiedlichen Sternen anzutreffen sind: durch Druck stabilisierte Pulsation mit hohen und niederen Oberschwingungen, Pulsation stabilisiert durch Schwerkraft, sowie Pulsation, die durch Konvektion angeregt wird, was eine sehr interessante Querverbindung zu unserer Sonne darstellt.