Photosphärenmodell – Wikipedia

Einige wesentliche Schritte in der Modellatmosphärenanalyse zur Bestimmung der Sternhäufigkeit (Abbildung von Bengt Gustafsson, Astronomical Observatory, Uppsala).

Die Photosphäre bezeichnet jene Sonnen- oder Sternoberflächenschichten, aus denen optische Strahlung austritt. Diese stellaren äußeren Schichten können durch verschiedene Computerprogramme modelliert werden. Oft werden berechnete Modelle zusammen mit anderen Programmen verwendet, um synthetische Spektren für Sterne zu berechnen. Durch Variieren der angenommenen Häufigkeit eines chemischen Elements und Vergleichen der synthetischen Spektren mit den beobachteten kann beispielsweise die Häufigkeit dieses Elements in diesem bestimmten Stern bestimmt werden. Mit der Entwicklung von Computern hat sich die Komplexität der Modelle vertieft und wurde realistischer, da mehr physikalische Daten aufgenommen und mehr vereinfachende Annahmen ausgeschlossen wurden. Diese Entwicklung der Modelle hat sie auch auf verschiedene Arten von Sternen anwendbar gemacht.

Gemeinsame Annahmen und Berechnungsmethoden[edit]

Lokales thermodynamisches Gleichgewicht (LTE)[edit]

Diese Annahme (LTE) bedeutet, dass innerhalb eines beliebigen lokalen Rechenvolumens der Zustand des thermodynamischen Gleichgewichts angenommen wird:

  • Der Strahlungszufluss wird durch ein Schwarzkörperspektrum bestimmt, das nur durch die lokale Temperatur bestimmt wird. Diese Strahlung wechselwirkt dann mit der Materie innerhalb des Volumens.
  • Die Anzahl der Atome oder Moleküle, die verschiedene angeregte Energiezustände einnehmen, wird durch die Maxwell-Boltzmann-Verteilung bestimmt. Diese Verteilung wird durch die atomaren Anregungsenergien und die lokale Temperatur bestimmt.
  • Die Anzahl der Atome in verschiedenen Ionisationszuständen wird durch die Saha-Gleichung bestimmt. Diese Verteilung wird durch die atomare Ionisationsenergie und die lokale Temperatur bestimmt.

Planparallele und sphärische Atmosphären[edit]

Eine gängige vereinfachende Annahme ist, dass die Atmosphäre planparallel ist, was bedeutet, dass physikalische Variablen nur von einer Raumkoordinate abhängen: der vertikalen Tiefe (dh man nimmt an, dass wir die stellare Atmosphäre „von vorne“ sehen, ohne die gekrümmten Teile in Richtung der Gliedmaßen zu beachten ). Bei Sternen, bei denen die Photosphäre im Vergleich zum Sterndurchmesser relativ dick ist, ist dies keine gute Näherung und die Annahme einer sphärischen Atmosphäre ist angemessener.

Ausdehnende Atmosphären[edit]

Viele Sterne verlieren in Form eines Sternwinds an Masse. Besonders bei sehr heißen (photosphärischen Temperaturen > 10.000 Kelvin) und sehr leuchtenden Sternen können diese Winde so dicht sein, dass sich große Teile des austretenden Spektrums in einer „expandierenden Atmosphäre“ bilden, also in Schichten, die sich mit hoher Geschwindigkeit, die einige 1000 km/s erreichen kann.

Hydrostatisches Gleichgewicht[edit]

Das bedeutet, dass der Stern derzeit keine radikalen Strukturveränderungen mit großskaligen Pulsationen, Strömungen oder Massenverlust durchmacht.

Mischlänge und Mikroturbulenz[edit]

Diese Annahme bedeutet, dass die konvektiven Bewegungen in der Atmosphäre durch die Mischungslängentheorie beschrieben werden, modelliert als aufsteigende und zerfallende Gaspakete. Um einige der kleinskaligen Effekte bei konvektiven Bewegungen zu berücksichtigen, wird häufig ein Parameter namens Mikroturbulenz verwendet. Die Mikroturbulenz entspricht den Bewegungen von Atomen oder Molekülen auf Skalen, die kleiner sind als die mittlere freie Weglänge der Photonen.

Verschiedene Methoden zur Behandlung von Opazität[edit]

Um die Photosphäre vollständig zu modellieren, müsste man jede Absorptionslinie jedes vorhandenen Elements einbeziehen. Dies ist nicht machbar, da es rechentechnisch extrem aufwendig wäre und auch nicht alle Spektren vollständig bekannt sind. Daher muss die Behandlung der Opazität vereinfacht werden. Zu den Methoden, die in photosphärischen Modellen verwendet werden, gehören:

Opazitätsabtastung bedeutet, dass die Strahlungsübertragung für eine Reihe von optischen Wellenlängen ausgewertet wird, die über die interessanten Teile des Spektrums verteilt sind. Obwohl sich das Modell mit mehr eingeschlossenen Frequenzen verbessern würde, verwendet die Opazitätsabtastung so wenig wie praktisch möglich, um immer noch ein realistisches Modell zu erhalten, wodurch die Berechnungszeit minimiert wird.

  • Opazitätsverteilungsfunktionen (ODF)

Bei der Verwendung von Opazitätsverteilungsfunktionen werden die Spektren in Unterabschnitte unterteilt, in denen die Absorptionswahrscheinlichkeiten neu angeordnet und zu einer glatten Funktion vereinfacht werden. Ähnlich wie beim Opazitätsabtastverfahren wird dies verbessert, indem mehr Intervalle hinzugefügt werden, jedoch auf Kosten einer Verlängerung der Rechenzeit.

Verschiedene Modelle[edit]

Es gibt mehrere verschiedene Computercodes, die stellare Photosphären modellieren. Einige davon sind hier beschrieben und einige sind unten unter „Externe Links“ verlinkt.

ATLAS[edit]

Der ATLAS-Code wurde ursprünglich 1970 von Robert Kurucz unter der Annahme von LTE und hydrostatischen und planparallelen Atmosphären vorgestellt. Da der Quellcode im Web öffentlich zugänglich ist, wurde er im Laufe der Jahre von verschiedenen Personen mehrfach verändert und liegt heute in vielen Versionen vor. Es gibt sowohl planparallele als auch sphärische Versionen sowie solche mit Opazitätsabtastung oder Opazitätsverteilungsfunktionen.

MARCS[edit]

Der MARCS-Code (Model Atmospheres in Radiative and Convective Scheme) wurde ursprünglich 1975 von Bengt Gustafsson, Roger Bell und anderen vorgestellt. Der ursprüngliche Code simulierte Sternspektren unter der Annahme, dass sich die Atmosphäre im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, planparallel, mit Konvektion, die durch die Mischungslängentheorie beschrieben wird. Die Entwicklung des Codes beinhaltet seitdem eine bessere Modellierung der Linienopazität (Opazitätsabtastung anstelle von Opazitätsverteilungsfunktionen), eine sphärische Modellierung und die Einbeziehung einer zunehmenden Anzahl physikalischer Daten. Heutzutage ist im Web ein großes Raster verschiedener Modelle verfügbar.

PHÖNIX[edit]

Der PHOENIX-Code ist „aus der Asche auferstanden“ eines früheren Codes namens SNIRIS und ab 1992 hauptsächlich von Peter Hauschildt (Hamburger Sternwarte) entwickelt; es wird regelmäßig aktualisiert und im Web zur Verfügung gestellt. Es läuft in zwei verschiedenen räumlichen Konfigurationsmodi: dem „klassischen“ eindimensionalen Modus, der sphärische Symmetrie annimmt, und dem dreidimensionalen Modus. Es ermöglicht Berechnungen für viele verschiedene astrophysikalische Objekte, zB Supernovae, Novae, Sterne und Planeten. Es berücksichtigt Streuung und Staub und ermöglicht Nicht-LTE-Berechnungen über viele Atomarten sowie LTE über Atome und Moleküle.

PoWR[edit]

Der PoWR-Code (Potsdam Wolf-Rayet) ist für expandierende Sternatmosphären gedacht, also für Sterne mit Sternwind. Es wurde seit den 1990er Jahren von Wolf-Rainer Hamann und Mitarbeitern der Universität Potsdam (Deutschland) speziell für die Simulation von Wolf-Rayet-Sternen entwickelt, bei denen es sich um heiße Sterne mit sehr starkem Massenverlust handelt. Unter Annahme von Kugelsymmetrie und Stationarität berechnet das Programm die Besetzungszahlen der atomaren Energiezustände, einschließlich der Ionisationsbilanz, in Nicht-LTE und löst konsistent das Strahlungsübertragungsproblem im mitbewegten System. Die stellaren Windparameter (Massenverlustrate, Windgeschwindigkeit) können als freie Parameter angegeben oder alternativ aus der hydrodynamischen Gleichung konsistent berechnet werden. Da der PoWR-Code die statischen und sich ausdehnenden Schichten der stellaren Atmosphäre konsequent behandelt, ist er für alle Arten von heißen Sternen anwendbar. Der Code als solcher ist noch nicht öffentlich, aber große Modellreihen für Wolf-Rayet-Sterne sind im Internet verfügbar.

Hydrodynamische 3D-Modelle[edit]

Es gibt Bestrebungen, Modelle zu konstruieren, die nicht von LTE ausgehen, und/oder die detaillierten hydrodynamischen Bewegungen anstelle von hydrostatischen Annahmen zu berechnen. Diese Modelle sind physikalisch realistischer, benötigen aber auch mehr physikalische Daten wie Wirkungsquerschnitte und Wahrscheinlichkeiten für verschiedene atomare Prozesse. Solche Modelle sind rechnerisch ziemlich anspruchsvoll und haben noch keine breitere Verbreitung erreicht.

Anwendungen von Modellphotosphären[edit]

Modellatmosphären sind zwar an sich interessant, werden aber häufig als Teil von Eingaberezepten und Werkzeugen zum Studium anderer astrophysikalischer Probleme verwendet.

Sternenentwicklung[edit]

Als Folge der Sternentwicklung manifestieren sich Veränderungen in der inneren Struktur von Sternen in der Photosphäre.

Synthetische Spektren[edit]

Programme zur Spektralsynthese (zB Moog (Code)) verwenden oft zuvor erzeugte Modellphotosphären, um die physikalischen Bedingungen (Temperatur, Druck, etc…) zu beschreiben, durch die Photonen wandern müssen, um der stellaren Atmosphäre zu entkommen. Zusammen mit einer Liste von Absorptionslinien und einer Elementarhäufigkeitstabelle erzeugen Spektralsyntheseprogramme synthetische Spektren. Durch den Vergleich dieser synthetischen Spektren mit beobachteten Spektren entfernter Sterne können Astronomen die Eigenschaften (Temperatur, Alter, chemische Zusammensetzung usw.) dieser Sterne bestimmen.

Siehe auch[edit]

Sternstruktur

Verweise[edit]

  • Gray, 2005, Die Beobachtung und Analyse stellarer Photosphären, Cambridge University Press
  • Gustafsson et al., 1975, A grid of Model Atmospheres for Metal-deficiency Giant Stars I, Astronomy and Astrophysics 42, 407-432
  • Gustafsson et al., 2008, Ein Gitter von MARCS-Modellatmosphären für späte Sterne, Astronomy and Astrophysics 486, 951-970
  • Mihalas, 1978, Stellar Atmosphären, WH Freeman & Co.
  • Plez, 2008, MARCS-Modellatmosphären, Physica Scripta T133, 014003
  • Rutten, Strahlungsübertragung in stellaren Atmosphären
  • Tatum, Sternenatmosphären

Externe Links[edit]