Konvektion und Pulsation in kühlen Sternhaufenriesen

Moderne stellare Astrophysik hat in den letzten Jahren ungemein von Helio- und Asteroseismologie profitiert. Dennoch fehlt bislang der allgemeine Nachweis, dass Sternaufbaumodelle in der Lage sind die beobachteten Eigenschwingungen und folglich die innere Struktur eines Sternes mit bekannten Oberflächeneigenschaften zu reproduzieren. Bemerkenswerterweise war solch ein fundamentaler Test mit hinreichender Genauigkeit bisher nur bei der Sonne möglich. Aus der Forderung nach Reproduktion der solaren Eigenfrequenzen die durch das Sonneninnere bestimmt sind bei gleichzeitigem Erfüllen von beobachteten Randbedingungen, vor allem des Sonnenradius, ergab sich eine substanzielle Verbesserung des ursprünglichen Standard-Sonnenmodells mit neuen Einsichten in den Aufbau unserer Sonne. Sogar im Zeitalter von hochpräzisen Satellitenmissionen ist kein anderer Stern bekannt, dessen Oberflächeneigenschaften und Eigenfrequenzen so genau bestimmt werden konnten, dass dessen innerer Aufbau mit annähernd ähnlicher Genauigkeit verifizierbar wäre. Dies ist erstaunlich, denn man sollte erwarten, dass die hellen sonnenähnlich pulsierenden Sterne gute Anwärter für diesen Test wären, da ihre Oberflächeneigenschaften gut messbar sind. Allerdings sind deren Eigenfrequenzen vom Boden aus vergleichsweise nur ungenau bestimmbar und sie entziehen sich leider der Beobachtung durch weltraumphotometrische Satelliten, wie z.B. CoRoT und Kepler. Beide Satelliten können mit hoher Genauigkeit nur lichtschwächere Sterne beobachten, wobei aber die äußeren Eigenschaften dieser Sterne leider noch nicht hinreichend genau bestimmt sind. Eine Möglichkeit diese Einschränkungen zu überwinden ist durch Sterne in einem Sternhaufen gegeben. Obwohl deren absolute Oberflächenparameter unsicher bleiben, da es meist schwierig ist z.B. ihre Entfernung zu messen, ermöglicht die Tatsache, dass es sich um Mitglieder eines Sternhaufens handelt und sie somit etwa gleiche Entfernung, Alter und chemische Zusammensetzung haben, eine sehr genaue Bestimmung ihrer relativen Oberflächenparameter. Die erste realistische Möglichkeit, diesen "Sternhaufenbonus" in der Asteroseismologie von sonnenähnlich pulsierenden Sternen zu nutzen ist durch Kepler gegeben, der schon Pulsationen in mehr als 100 roten Riesen in 2 Sternhaufen nachgewiesen hat. Ziel dieses FWF Projekts ist es, alle fundamentalen Oberflächenparameter dieser Sterne relativ zueinander mit einer so hohen Genauigkeit zu bestimmen, die gemeinsam mit den sehr präzise bestimmten Frequenzspektren erstmals Modellierungsmöglichkeiten erlauben die vergleichbar mit denen bei unserer Sonne sind. Die Frequenzen werden dabei mit Hilfe neuer Methoden mit denen eines umfangreichen Modellgitters verglichen. Weiters soll der Einfluss unzulänglichen Modellierens von oberflächennahen Schichten, bekannt als der "near-surface effect", bei roten Riesen untersucht werden, sowie ob und wie der Mischungslängenparameter der konvektiven Schichten während der Sternentwicklungsrechnungen angepasst werden muss, um realistische rote Riesenmodelle zu erzielen.

Ziel dieses FWF Projekts war es zu zeigen, dass numerische Sternaufbaumodelle in der Lage sind die beobachteten Eigenschwingungen und folglich die innere Struktur eines Sternes mit bekannten Oberflächeneigenschaften zu reproduzieren. Bemerkenswerterweise war solch ein fundamentaler Test mit hinreichender Genauigkeit bisher nur bei der Sonne möglich. Aus der Forderung nach Reproduktion der solaren Eigenfrequenzen die durch das Sonneninnere bestimmt sind bei gleichzeitigem Erfüllen von beobachteten Randbedingungen, vor allem des Sonnenradius, ergab sich eine substanzielle Verbesserung des ursprünglichen Standard-Sonnenmodells. Sogar im Zeitalter von hochpräzisen Satellitenmissionen ist kein anderer Stern bekannt, dessen Oberflächeneigenschaften und Eigenfrequenzen so genau bestimmt werden konnten, dass dessen innerer Aufbau mit annähernd ähnlicher Genauigkeit verifizierbar wäre. Dies ist erstaunlich, denn man sollte erwarten, dass die hellen sonnenähnlich pulsierenden Sterne gute Anwärter für diesen Test wären, da ihre Oberflächeneigenschaften gut messbar sind. Allerdings sind deren Eigenfrequenzen vom Boden aus vergleichsweise nur ungenau bekannt und sie entziehen sich der Beobachtung durch weltraumphotometrische Satelliten, wie z.B. CoRoT oder Kepler. Diese können mit hoher Genauigkeit nur lichtschwächere Sterne beobachten, wobei aber die äußeren Eigenschaften dieser Sterne leider noch nicht hinreichend genau bekannt sind. Eine Möglichkeit diese Einschränkungen zu überwinden ist der Blick auf Sterne in einem Sternhaufen. Obwohl deren absolute Oberflächenparameter unsicher bleiben, da es meist schwierig ist z.B. ihre Entfernung zu messen, ermöglicht die Tatsache, dass es sich um Mitglieder eines Sternhaufens handelt und sie somit etwa gleiche Entfernung, Alter und chemische Zusammensetzung haben, eine sehr genaue Bestimmung ihrer relativen Oberflächenparameter. Die erste realistische Möglichkeit, diesen Sternhaufenbonus in der Asteroseismologie zu nutzen war durch Kepler gegeben, der Pulsationen in mehr als 100 roten Riesen in 2 Sternhaufen nachgewiesen hat. Im Rahmen dieses FWF Projekts wurden alle fundamentalen Oberflächenparameter dieser Sterne relativ zueinander mit einer so hohen Genauigkeit bestimmt, die gemeinsam mit den präzise vermessenen Frequenzspektren erstmals Modellierungsmöglichkeiten erlaubten die vergleichbar mit denen bei unserer Sonne sind. Die Frequenzen wurden dabei mit Hilfe neuer Methoden mit denen eines umfangreichen Modellgitters verglichen, die nicht nur eine schlüssige Antwort auf die gestellte Frage erlaubten, sondern auch eine genauere Untersuchung bekannter Unzulänglichkeiten im Modellieren von oberflächennahen Schichten, bekannt als der near-surface effect, erlaubten.