Konvektion und Pulsation in F- und G-Sternen

Weltraummissionen wie TESS haben die Entdeckung vieler neuer Planeten außerhalb unseres Sonnensystems ermöglicht. Um diese Exoplaneten möglichst genau zu charakterisieren, ist es nötig, die Grundeigenschaften jener Sterne zu kennen, um die sich bewegen. Erst die genaue Kenntnis von Radius, Masse und Alter eines Sternes erlaubt es, diese physikalischen Grundgrößen auch für deren Planeten zu bestimmen. Deren Messung ist daher eines der Hauptziele der PLATO Mission der ESA, die Ende 2026 starten wird. Eine der wichtigsten Technologien dafür ist die Asteroseismologie, die es erlaubt, aus den Variationen der Helligkeit und des Radius sonnenähnlicher Sterne vom Spektraltyp G oder etwas massereicherer und hellerer Hauptreihensterne vom Spektraltyp F, etwa dem Stern Procyon, die Masse und den Radius eines Sterns auf wenige Prozent genau zu bestimmen, aber auch sein Alter auf bis zu 10% genau einzugrenzen. Dadurch sollte es mit PLATO möglich sein, einen Planeten mit erdähnlichen Werten von Masse und Radius zu finden, der sich innerhalb der sogenannten habitablen Zone bewegt und auf dem daher erdähnliches Leben möglich sein könnte, um einen mit der Sonne in Alter, Masse und Durchmesser vergleichbaren Stern. Da das Alter eines Sterns nicht direkt gemessen werden kann, sind genaue Modelle über den inneren Aufbau von Sternen notwendig. Dabei stellt die quantitative Beschreibung der Konvektion die größte Herausforderung dar. Das Mischen und der Wärmetransport durch Aufsteigen von heißem Plasma, das leichter als seine Umgebung ist, in kühlere Regionen, mit anschließendem Absinken des schwerer und kälter als seine Umgebung gewordenen Plasmas, beeinflusst die Tiefenabhängigkeit der Schallgeschwindigkeit eines Sterns. Konvektionsmodelle sind deshalb für die Interpretation von Messergebnissen aus der Asteroseismologie wichtig und müssen umgekehrt vor ihrer Verwendung möglichst gut getestet werden. Dazu dienen dreidimensionale numerische Simulationen von Ausschnittsbereichen eines Sterns, mit mathematischen Methoden und physikalischen Modellen, wie sie auch in der Wettervorhersage Verwendung finden. Im Projekt soll deshalb untersucht werden, wie die Frequenzen und Amplituden von Helligkeitsveränderungen, wie sie für sonnenähnliche Sterne charakteristisch sind, durch die Wechselwirkung von Konvektion und Pulsation beeinflusst werden und welche Rolle dabei Magnetfelder spielen. Weiters werden dafür neue Konvektionsmodelle entwickelt und untersucht, die erheblich genauere Vorhersagen ermöglichen sollten und die auch in der Meteorologie Anwendung finden könnten. Zum Test dieser Ideen sind neue numerische Simulationen auf Supercomputern mit Methoden der numerischen Hydrodynamik nötig, zu deren effizienterer Durchführung neue mathematische Verfahren in den in Wien entwickelten ANTARES Code implementiert werden. Dies wird neue Aufschlüsse über die nicht-lokale Natur der Konvektion und ihren Einfluss auf Pulsation, Temperaturschichtung und Durchmischung in Sternen erlauben.