Numerische Simulation von A-Sternen und Weißen Zwergsternen

Konvektion ist ein wichtiger physikalischer Prozess zum Transport von Wärme in Flüssigkeiten, in Gasen und Plasma. Sie kann diese schnell durchmischen und in ihnen eine Vielzahl an hydrodynamischen Phänomenen hervorrufen oder deren Ablauf verändern. Dazu zählen die Bildung großer Auf- und Abströmstrukturen (Granulen und Plumes), laufender oder stehender Wellen und von Stoßwellen. Die Herausforderung bei der Berechnung dieser Prozesse in Sternen liegt darin, dass diese meist sehr turbulent sind. Ein näheres Verständnis dieser Vorgänge erfordert die numerische Lösung der physikalischen Erhaltungsgleichungen und darauf basierend die Durchführung numerischer Simulationen von Konvektion in Sternen. Selbst mit den leistungsfähigsten Supercomputern können dabei nicht alle Prozesse berücksichtigt werden: Die Simulationen werden so konstruiert, dass sie die für das physikalische Verständnis wichtigsten Vorgänge räumlich und zeitlich erfassen. Um dies zu erreichen ist auch die Weiterentwicklung und Anwendung neuer numerischer Verfahren notwendig. In diesem Projekt sollen numerische Simulationen von Ausschnitten der Oberfläche von Sternen durchgeführt werden. Sterne vom Spektraltyp A und weiße Zwergsterne vom Spektraltyp DA sollen dabei im Mittelpunkt stehen. Denn warum nur ein Teil der kühlen A- und der metallreichen Am-Sterne pulsiert, ist bislang ebenso wenig ausreichend verstanden wie die genaue Rolle, die die Konvektion beim Anregen und Dämpfen globaler Schwingungen in diesen Sternen hat, obwohl durch Weltraummissionen wie Kepler und TESS für viele dieser Objekte hochpräzise Daten vorliegen. Ebenso durchmischt Konvektion scheinbar stabil geschichtete Regionen in solchen Sternen, wobei dieser Vorgang in den zu untersuchenden Sterntypen besonders effektiv ist. Die Rolle, die Turbulenz bei diesem sogenannten Overshooting (Mischen über die Stabilitätsgrenze hinaus) spielt, ist noch unzureichend unerforscht. Daher soll eine ganze Reihe an numerischen Simulationen von A-Sternen durchgeführt und so ein erstes Modellgitter für diese Objekte erstellt werden. Den Schlüssel zu neuen Resultaten wird dabei eine hohe räumliche Auflösung durch lokale Gitterverfeinerung liefern, wie sie der Simulationscode ANTARES ermöglicht. Für A-Sterne erfordert dies die Implementierung weiterentwickelter numerischer Verfahren (implizit-explizite Runge-Kutta Methoden), damit die zeitliche Auflösung der Simulation nicht unleistbar klein wird. Mit diesen Mitteln soll dann untersucht werden, welche Rolle die Turbulenz beim Overshooting in Weißen Zwergsternen und A-Sternen spielt; wie der turbulente Druck, der durch die Konvektion entsteht, das Auftreten von globalen Schwingungen in A-/Am-Sternen beeinflusst; wie die turbulente Konvektion die Spektren dieser Sterne verändert und wie sich bei kühlen A- und heißen F-Sternen räumlich getrennte Konvektionszonen miteinander verbinden. Die Vorhersagen der Simulationen werden mit verschiedenen Beobachtungsmethoden getestet.