Numerische Modellierung der Semikonvektion (Stellarphysik)

Im Jahre 1987 ist in einer der Magellan`schen Wolken (den Zwerggalaxien, welche die Milchstraße begleiten und die am Himmel der südlichen Halbkugel gut sichtbar sind) eine Supernova erschienen. Es war dies seit Jahrhunderten die erste nahe` Supernova. Wegen der Nähe konnte leicht auf Archivmaterial der Vorläuferstern dieser Supernova ausgemacht werden. Dieser war, entgegen den damaligen Erwartungen beziehungsweise den Ergebnissen der Sternentwicklungsrechnungen, ein blauer, nicht ein roter Riesenstern. - Das hat auf grundsätzliche Probleme in dem Verständnis der Spätstadien der Sternentwicklung hingewiesen. Die Semikonvektion, die in solchen Sternen auftritt, galt bald als eine der Hauptverdächtigen. Es handelt sich um einen Durchmischungsprozess, bei dem - anders als bei der gewöhnlichen Konvektion - nicht nur die Temperatur eine Rolle spielt (heißes Material steigt auf), sondern auch die chemische Zusammensetzung; im Inneren des Sternes ist nämlich durch Kernreaktionen eine andere chemische Zusammensetzung gegeben als in den äußeren Schichten. Es gibt einige Theorien der Semikonvektion, die auf vereinfachten Gleichungen beruhen. Vielfach gehen aber dabei Annahmen ein, über deren tatsächliches Zutreffen im stellaren Zusammenhang nichts bekannt ist. Wir wollen daher auf numerischem Wege, im Prinzip unter Verwendung der vollständigen Gleichungen, diesen Prozess in dem Rahmen, wie er für die Sternphysik relevant ist, untersuchen. Es gibt hier, wegen der Schwierigkeit der Sache, nur ganz wenige Vorläuferarbeiten. Das Problem liegt unter anderem darin, dass die relevanten Zeitskalen sehr lang sind und dass nur mit spezieller Software unter Verwendung der Low Mach Number Approximation` (die hier gut zutrifft) oder ähnlicher Ansätze Ergebnisse erwartet werden können. Weiterhin ist es denkbar, dass sich enge Grenzschichten ausbilden, die dann durch die Numerik nicht verschmiert werden dürfen. Aufbauend auf unserem seit Jahren entwickelten Hydrodynamikpaket ANTARES (A Numerical Tool for Astrophysical RESearch) bzw. unserer Visualisierungssoftware VIVAT (VIennese Visualization and Analysis Tool) wollen wir, durch entsprechenden Ausbau, diese Fragen erforschen. Wir arbeiten dabei eng mit der Gruppe von F. Kupka am Max Planck Institut für Astrophysik in Garching zusammen. Während sich die deutsche Gruppe dem globalen` Ansatz widmet (d.h., von der Vorstellung ausgeht, dass sich Strömungen einstellen, die den gesamten semikonvektiven Bereich umfassen), überprüfen wir schwerpunktmäßig das lokale` Szenario, wonach sich im Stern von unten nach oben eine große Zahl von parallelen Schichten einstellt, innerhalb derer Strömungen herrschen, während über die Grenzen der Schichten hinweg der Materialaustausch durch Diffusion erfolgt. (Solch eine Situation tritt in geeigneten irdischen Experimenten auf.) Dass selbst die fundamentale Frage, ob das lokale oder das globale Szenario zutrifft, untentschieden ist, zeigt, wie wenig wir noch über die Prozesse wissen. - Wir hoffen, ein Szenario bestätigen und das andere ausschließen zu können und somit in die angemessene Richtung weiter forschen zu können.

Konvektion ist ein Vorgang, der auch in der Alltagswelt häufig auftritt, ob es sich nun einfach um die warmen Strömungen handelt, die über einem Heizkörper aufsteigen und an anderer Stelle, abgekühlt, wieder absinken, oder um die Aufströmungen in der Erdatmosphäre, die oft als Cumuluswolken, vor allem im Sommer, auftreten. Im Inneren vieler Sterne transportiert die Konvektion in bestimmten Bereichen praktisch alle Energie, die im Sternzentrum durch Kernreaktionen freigesetzt wird.Semikonvektion ist etwas subtiler. Wohl würde warmes Material unter geeigneten Bedingungen aufströmen, allerdings wirkt der Aufströmung der Umstand entgegen, dass im semikonvektiven Fall das Material weiter unten insgesamt schwerere chemische Elemente enthält als oben. Denn in späteren Stadien der Entwicklung besteht ein Stern oft aus kugelschalenförmigen Schichten, wobei jede Schicht durch vorangegangene Kernreaktionen chemisch anders zusammengesetzt ist. Selbstverständlich ist die Frage, ob und inwieweit diese Schichten sich durchmischen für den chemischen Aufbau und damit für die Kernreaktionen und somit die weitere Entwicklung des Sternes ausschlaggebend. Bei der Explosion der nahen Supernova im Jahre 1987, der dramatischen Endphase eines Sternenlebens, konnte man auf zuvor gemachten Aufnahmen den Vorgängerstern untersuchen. Anstatt eines roten Riesen (wie von Rechnungen zu den Spätstadien der Sternentwicklung vorhergesagt), war es ein blauer Riese. Die Ursache für diese Diskrepanz hat man in zu gering angesetzten Mischungsraten in Semikonvektionszonen dieser Sterne gefunden. Man hat dann einfache physikalische Vorstellungen entwickelt, denen zufolge die Mischungsrate höher sein sollte.Eine gründlichere Untersuchung dieser Phänomene kann erst seit relativ kurzer Zeit an Hochleistungsrechnern durchgeführt werden. In unserem Projekt haben wir einerseits numerische Methoden entwickelt, mit deren Hilfe diese auch an modernsten Rechnern nach wie vor sehr schwierigen Untersuchungen näher in den Bereich des Berechenbaren gerückt wurden. Diese Methoden sollten auch weit über unsere unmittelbaren Anwendungen hinaus von Interesse sein. Wir haben dann damit begonnen, Semikonvektion an Hochleistungsrechnern zu simulieren. Der astrophysikalische Bereich ist damit immer noch nicht wirklich erreichbar. Jedoch waren diese Rechnungen auch dazu nützlich, ein phänomenologisches Modell für Semikonvektion zu entwickeln (H. Spruit, Garching) und zu verifizieren. Dieses gestattet dann eine begründete Extrapolation unserer Ergebnisse in den astrophysikalisch relevanten Parameterbereich. Demzufolge ist Semikonvektion (ohne weitere Prozesse) zu ineffektiv, um die nötige Durchmischung herzustellen. Dies regt zu weitergehenden Untersuchungen unter Einbeziehung verschiedener denkbarer Prozesse an, z.B. von Schwerewellen, um ein Verständnis dieser Endphasen zu erzielen. Ist dies erreicht, ist ein Glied im kosmischen Materiekreislauf verstanden, wonach eine Generation von Sternen schwerere Elemente bildet, diese dann der nächsten Generation weitergibt (auch zur Planetenbildung!), usw.