Interaktion turbulenter Konvektion und Pulsation in Sternen

In vielen Sternen erfolgt der Transport von Energie aus ihrem Inneren sowohl durch Strahlung als auch durch Konvektion. Bei der Sonne erstreckt sich die Region, in der Konvektion auftritt, von der Oberfläche bis zu etwa 30% der Strecke von außen bis ins Zentrum. Die äußere Region eines Sternes wird als Hülle bezeichnet. Konvektive Hüllen sind typisch für kühlere Sterne, die ihre Energie direkt im Zentrum durch Fusion von Wasserstoff gewinnen oder in einer unmittelbar außerhalb davon gelegenen Region, wie etwa bei den sogenannten roten Riesensternen. Die Konvektion bewirkt bei diesen Objekten aber nicht nur Energietransport und Durchmischung, sie regt in diesen Sternen auch Schwingungen an. Dies konnte vor allem durch Messungen gezeigt werden, die von speziellen Satelliten aus durchgeführt wurden: Mit COROT, Kepler, MOST und auch mit Hilfe der BRITE Satelliten. Die Konvektion führt dabei sowohl zu Vorgängen, die diese Schwingungen anregen als auch dämpfen. Dieser Wettkampf der verschiedenen Prozesse kann analysiert werden, indem die Sterne fortlaufend und möglichst ohne Unterbrechung über viele Tage beobachtet werden. Dafür werden die Pulsationen, die als kleine, zeitliche Veränderungen in der Helligkeit der Sterne erscheinen, genau gemessen. Die dabei bestimmte Stärke und Frequenz der Schwingungen, gemittelt über längere Zeiträume, lässt Rückschlüsse auf die grundlegenden Eigenschaften eines Sterns zu. So können das Alter, Informationen über die ursprüngliche und momentane chemische Zusammensetzung, die Masse, die Leuchtkraft und der Radius eines Sterns bestimmt werden. Dies ist von besonderem Interesse für die Untersuchung von Planeten um andere Sterne und für die Untersuchung unserer Galaxie, denn daraus lassen sich Rückschlüsse über deren Umgebung und zeitliche Entwicklung ziehen. Um dabei aber eine brauchbare Genauigkeit zu erzielen, ist ein genaues qualitatives und quantitatives Verständnis der Konvektion und ihrer Wechselwirkung mit den durch sie angeregten Pulsationen nötig. Dem soll dieses Projekt dienen und zu dem Zweck sollen hochaufgelöste Computersimulationen über ausreichend lange Zeiträume durchgeführt werden, hunderte Schwingungsperioden, was einer Dauer von einem Tag bis zu zwei Wochen entspricht. Dabei werden für eine kleine Region an der Sternoberfläche die Strömungsvorgänge durch näherungsweise, numerische Lösung der hydrodynamischen Gleichungen untersucht und mit Vorhersagen einfacherer, aus der Turbulenztheorie stammender Modelle verglichen. Ebenso werden die vertikalen Schwingungen, die in solchen Simulationen auftreten, mit Beobachtungen solcher Prozesse in Sternen verglichen.Dafür werden sowohl Verbesserungen der mathematischen Verfahren als auch der Modelle selbst notwendig sein. Die Ergebnisse dieser Arbeit werden wesentlich in die Vorbereitung der PLATO 2.0 Satellitenmission miteinfließen, die auf eine genaue Charakterisierung sehr vieler Sonnensysteme abzielt.

Das Projekt "Interaktion turbulenter Konvektion und Pulsation in Sternen" untersuchte das Zusammenwirken zweier verschiedener Bewegungsarten des Plasmas, aus dem Sterne bestehen. Einerseits sind das Konvektionsströmungen, die von großen Temperaturunterschieden zwischen außen und innen gelegenen Regionen eines Sterns angetrieben werden. Im Fall der Sonne umfasst das Gebiete an deren Oberfläche bis hinein zu etwa 30% der Strecke von außen bis in ihr Zentrum. Andererseits treten in vielen Sternen auch globale, periodische Bewegungen auf, die als Pulsation bezeichnet werden. Wie Schwingungen in einem Musikinstrument werden diese durch verschiedene physikalische Mechanismen angeregt und auch wieder gedämpft, um so eine in etwa gleichbleibende Auslenkung, Amplitude genannt, erreichen zu können. Bei der Sonne geschieht diese Anregung der Schwingungen ebenso wie deren Dämpfung durch die Konvektionsströmung selbst. Dabei entstehen nämlich Schallwellen, die bei bestimmten Frequenzen zu langlebigen, stehenden Wellen führen können, wiederum ähnlich wie in einem Musikinstrument. Aus den Frequenzen und Amplituden dieser p-Moden (druckgetriebenen Schwingungen) können mittels Helio- und Asteroseismologie Schlüsse über den inneren Aufbau, die Gesamtmasse, den Radius und sogar über die chemische Zusammensetzung und das Alter eines Sterns gezogen werden. Dies geschieht durch Daten, die mittels Satellitenmissionen wie MOST, CoRoT, Kepler, BRITE, TESS und künftig auch PLATO gewonnen werden, und unsere Kenntnisse über Exoplaneten, die mit diesen Missionen erforscht werden, erweitern. Im Fall der Sonne können mit eigenen Missionen dabei auch komplexe, großskalige Strukturen, die durch Konvektion entstehen, wie die Supergranulation, näher erforscht werden. Das Projekt zielte darauf ab, Erkenntnisse zum besseren Verständnis der physikalischen Prozesse beizutragen, die die Frequenzen und Amplituden dieser Schwingungen bei der Sonne und ähnlichen pulsierenden Sternen bestimmen und damit auch die Genauigkeit unserer Rückschlüsse zu verbessern, die wir aus solchen Untersuchungen ziehen. Mittels numerischer Simulationen auf Supercomputern ebenso wie durch analytische Arbeiten konnte dabei gezeigt werden, dass es notwendig ist, mehrere Prozesse gleichzeitig zu berücksichtigen, um verlässliche Berechnungen der Schwingungsdämpfung durchzuführen. Das wird langfristig zu genaueren Ergebnissen aus der Asteroseismologie führen. Ferner konnte gezeigt werden, dass Konvektionsströmungen auf eine weitere Weise zu Oszillationen führen können, die möglicherweise das Entstehen der Supergranulation erklärt. Die mathematischen Rechenverfahren, die im Rahmen des Projektes weiterentwickelt wurden, werden auch für Anwendungen außerhalb der Astrophysik nützlich sein.