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.

Das beobachtete Licht von Sternen entsteht an deren Oberfläche, in der Sternatmosphäre, denn die Photonen, aus denen Licht besteht, werden im Sterninneren nach kurzen Wegstrecken absorbiert und meist mit anderer Frequenz und Richtung wieder abgestrahlt. Innerhalb von Sternen kann Energie durch Strahlung und durch Konvektion transportiert werden: Die Wärmeleitung ist meist vernachlässigbar klein. Im Forschungsprojektes "Numerische Simulation von A-Sternen und Weißen Zwergsternen" wurden mit Hilfe von Computersimulationen, in denen die Grundgleichungen der Strahlungshydrodynamik numerisch näherungsweise gelöst werden, vor allem folgende Objekttypen näher untersucht: Hauptreihensterne vom Spektraltyp A, die durch die anderthalb bis zweieinhalbfache Masse der Sonne und Energiegewinnung durch Kernfusion von Wasserstoff in deren Zentrum charakterisiert werden. Weiters die bis auf die etwas geringere Masse recht ähnlichen Hauptreihensterne vom Spektraltyp F. Schließlich weiße Zwergsterne vom Spektraltyp DA, kompakten Überresten von Sternen mit einst der Masse der Sonne oder einem Mehrfachen davon und einem verbliebenen Rest von einer halben bis einer Sonnenmasse, der auf die Größe der Erde komprimiert wurde. Solche Objekte sind in ihrem Inneren stabil und kühlen durch Abstrahlung allmählich aus. Globale Oszillationen können in A- und F-Sternen sowie DA-Sternen durch mehrere Mechanismen angeregt werden. Die Asteroseismologie wurde entwickelt, um aus Messungen der Variabilität der Helligkeit eines Sterns zum Beispiel mittels Photometrie, etwa im Rahmen der PLATO Mission der ESA, die Frequenzen und Amplituden der dabei auftretenden stehenden Wellen zu bestimmen und dadurch den inneren Aufbau von Sternen und ihre chemische Zusammensetzung zu ermitteln. So können auch Sternmodelle und die ihnen zugrundeliegenden Theorien getestet werden. Der strukturelle Unterschied zwischen A- und F-Sternen, mit zwei getrennten, dünnen Konvektionszonen bei den heißeren Sternen und einer einzigen, tiefen Zone bei den kühleren Sternen, erlaubt aussagekräftige Tests unseres physikalischen Verständnisses von Konvektion und Pulsation. Ebenso herausfordernd ist die Entstehung von spektralen Absorptionslinien, die bei der Sonne gut verstanden ist, jedoch nicht bei A-Sternen. Daher wurde im Rahmen des Projektes strahlungshydrodynamische Simulationen für verschiedene Sterne der Spektraltypen A, F und DA durchgeführt. Sehr lange Simulationsdauern und große Simulationsgitter mit hoher Auflösung waren dabei besondere Herausforderungen. Um den Aufwand leistbar zu halten, wurden die Simulationen zunächst mit nur zwei räumlichen Dimensionen durchgeführt. Die einfachere Struktur der dünnen Zone effizienter Konvektion in DA-Sternen erlaubte dabei eine erste systematische Analyse der Rolle der Turbulenz bei konvektivem Mischen in stabil geschichtete Zonen hinein. Höhere Auflösung und eine damit einhergehende höhere Turbulenz führte zu einem rascheren Durchmischen, doch vereinzelte Extremereignisse traten auch bei geringer Turbulenz auf. Stabile Langzeitsimulationen in drei Dimensionen erforderten die Entwicklung und Implementation neuer numerischer Verfahren, die numerische Instabilitäten verhindern und die zeitliche Vorhersage zuverlässiger machen. Die numerischen Studien trugen auch zur Entwicklung zweier wichtiger Verbesserungen (Energieverlust durch Wellenanregung und nicht-lokaler Transport) an Konvektionsmodellen bei, wie sie in der Asteroseismologie und Sternentwicklungsrechnung dringend benötigt werden.