[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki25\/2021\/10\/30\/photospharenmodell-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki25\/2021\/10\/30\/photospharenmodell-wikipedia\/","headline":"Photosph\u00e4renmodell \u2013 Wikipedia","name":"Photosph\u00e4renmodell \u2013 Wikipedia","description":"before-content-x4 Einige wesentliche Schritte in der Modellatmosph\u00e4renanalyse zur Bestimmung der Sternh\u00e4ufigkeit (Abbildung von Bengt Gustafsson, Astronomical Observatory, Uppsala). 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Diese stellaren \u00e4u\u00dferen Schichten k\u00f6nnen durch verschiedene Computerprogramme modelliert werden.  Oft werden berechnete Modelle zusammen mit anderen Programmen verwendet, um synthetische Spektren f\u00fcr Sterne zu berechnen.  Durch Variieren der angenommenen H\u00e4ufigkeit eines chemischen Elements und Vergleichen der synthetischen Spektren mit den beobachteten kann beispielsweise die H\u00e4ufigkeit dieses Elements in diesem bestimmten Stern bestimmt werden.  Mit der Entwicklung von Computern hat sich die Komplexit\u00e4t 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.  Table of ContentsGemeinsame Annahmen und Berechnungsmethoden[edit]Lokales thermodynamisches Gleichgewicht (LTE)[edit]Planparallele und sph\u00e4rische Atmosph\u00e4ren[edit]Ausdehnende Atmosph\u00e4ren[edit]Hydrostatisches Gleichgewicht[edit]Mischl\u00e4nge und Mikroturbulenz[edit]Verschiedene Methoden zur Behandlung von Opazit\u00e4t[edit]Verschiedene Modelle[edit]ATLAS[edit]MARCS[edit]PH\u00d6NIX[edit]PoWR[edit]Hydrodynamische 3D-Modelle[edit]Anwendungen von Modellphotosph\u00e4ren[edit]Sternenentwicklung[edit]Synthetische Spektren[edit]Siehe auch[edit]Verweise[edit]Externe Links[edit]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 Schwarzk\u00f6rperspektrum bestimmt, das nur durch die lokale Temperatur bestimmt wird.  Diese Strahlung wechselwirkt dann mit der Materie innerhalb des Volumens.Die Anzahl der Atome oder Molek\u00fcle, die verschiedene angeregte Energiezust\u00e4nde 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 Ionisationszust\u00e4nden wird durch die Saha-Gleichung bestimmt.  Diese Verteilung wird durch die atomare Ionisationsenergie und die lokale Temperatur bestimmt.Planparallele und sph\u00e4rische Atmosph\u00e4ren[edit]Eine g\u00e4ngige vereinfachende Annahme ist, dass die Atmosph\u00e4re planparallel ist, was bedeutet, dass physikalische Variablen nur von einer Raumkoordinate abh\u00e4ngen: der vertikalen Tiefe (dh man nimmt an, dass wir die stellare Atmosph\u00e4re “von vorne” sehen, ohne die gekr\u00fcmmten Teile in Richtung der Gliedma\u00dfen zu beachten ).  Bei Sternen, bei denen die Photosph\u00e4re im Vergleich zum Sterndurchmesser relativ dick ist, ist dies keine gute N\u00e4herung und die Annahme einer sph\u00e4rischen Atmosph\u00e4re ist angemessener.Ausdehnende Atmosph\u00e4ren[edit]Viele Sterne verlieren in Form eines Sternwinds an Masse.  Besonders bei sehr hei\u00dfen (photosph\u00e4rischen Temperaturen > 10.000 Kelvin) und sehr leuchtenden Sternen k\u00f6nnen diese Winde so dicht sein, dass sich gro\u00dfe Teile des austretenden Spektrums in einer \u201eexpandierenden Atmosph\u00e4re\u201c 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 Strukturver\u00e4nderungen mit gro\u00dfskaligen Pulsationen, Str\u00f6mungen oder Massenverlust durchmacht.Mischl\u00e4nge und Mikroturbulenz[edit]Diese Annahme bedeutet, dass die konvektiven Bewegungen in der Atmosph\u00e4re durch die Mischungsl\u00e4ngentheorie beschrieben werden, modelliert als aufsteigende und zerfallende Gaspakete.  Um einige der kleinskaligen Effekte bei konvektiven Bewegungen zu ber\u00fccksichtigen, wird h\u00e4ufig ein Parameter namens Mikroturbulenz verwendet.  Die Mikroturbulenz entspricht den Bewegungen von Atomen oder Molek\u00fclen auf Skalen, die kleiner sind als die mittlere freie Wegl\u00e4nge der Photonen.  Verschiedene Methoden zur Behandlung von Opazit\u00e4t[edit]Um die Photosph\u00e4re vollst\u00e4ndig zu modellieren, m\u00fcsste man jede Absorptionslinie jedes vorhandenen Elements einbeziehen.  Dies ist nicht machbar, da es rechentechnisch extrem aufwendig w\u00e4re und auch nicht alle Spektren vollst\u00e4ndig bekannt sind.  Daher muss die Behandlung der Opazit\u00e4t vereinfacht werden.  Zu den Methoden, die in photosph\u00e4rischen Modellen verwendet werden, geh\u00f6ren:Opazit\u00e4tsabtastung bedeutet, dass die Strahlungs\u00fcbertragung f\u00fcr eine Reihe von optischen Wellenl\u00e4ngen ausgewertet wird, die \u00fcber die interessanten Teile des Spektrums verteilt sind.  Obwohl sich das Modell mit mehr eingeschlossenen Frequenzen verbessern w\u00fcrde, verwendet die Opazit\u00e4tsabtastung so wenig wie praktisch m\u00f6glich, um immer noch ein realistisches Modell zu erhalten, wodurch die Berechnungszeit minimiert wird.Opazit\u00e4tsverteilungsfunktionen (ODF)Bei der Verwendung von Opazit\u00e4tsverteilungsfunktionen werden die Spektren in Unterabschnitte unterteilt, in denen die Absorptionswahrscheinlichkeiten neu angeordnet und zu einer glatten Funktion vereinfacht werden.  \u00c4hnlich wie beim Opazit\u00e4tsabtastverfahren wird dies verbessert, indem mehr Intervalle hinzugef\u00fcgt werden, jedoch auf Kosten einer Verl\u00e4ngerung der Rechenzeit.Verschiedene Modelle[edit]Es gibt mehrere verschiedene Computercodes, die stellare Photosph\u00e4ren modellieren.  Einige davon sind hier beschrieben und einige sind unten unter “Externe Links” verlinkt.ATLAS[edit]Der ATLAS-Code wurde urspr\u00fcnglich 1970 von Robert Kurucz unter der Annahme von LTE und hydrostatischen und planparallelen Atmosph\u00e4ren vorgestellt.  Da der Quellcode im Web \u00f6ffentlich zug\u00e4nglich ist, wurde er im Laufe der Jahre von verschiedenen Personen mehrfach ver\u00e4ndert und liegt heute in vielen Versionen vor.  Es gibt sowohl planparallele als auch sph\u00e4rische Versionen sowie solche mit Opazit\u00e4tsabtastung oder Opazit\u00e4tsverteilungsfunktionen.MARCS[edit]Der MARCS-Code (Model Atmospheres in Radiative and Convective Scheme) wurde urspr\u00fcnglich 1975 von Bengt Gustafsson, Roger Bell und anderen vorgestellt.  Der urspr\u00fcngliche Code simulierte Sternspektren unter der Annahme, dass sich die Atmosph\u00e4re im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, planparallel, mit Konvektion, die durch die Mischungsl\u00e4ngentheorie beschrieben wird.  Die Entwicklung des Codes beinhaltet seitdem eine bessere Modellierung der Linienopazit\u00e4t (Opazit\u00e4tsabtastung anstelle von Opazit\u00e4tsverteilungsfunktionen), eine sph\u00e4rische Modellierung und die Einbeziehung einer zunehmenden Anzahl physikalischer Daten.  Heutzutage ist im Web ein gro\u00dfes Raster verschiedener Modelle verf\u00fcgbar.PH\u00d6NIX[edit]Der PHOENIX-Code ist “aus der Asche auferstanden” eines fr\u00fcheren Codes namens SNIRIS und ab 1992 haupts\u00e4chlich von Peter Hauschildt (Hamburger Sternwarte) entwickelt;  es wird regelm\u00e4\u00dfig aktualisiert und im Web zur Verf\u00fcgung gestellt.  Es l\u00e4uft in zwei verschiedenen r\u00e4umlichen Konfigurationsmodi: dem “klassischen” eindimensionalen Modus, der sph\u00e4rische Symmetrie annimmt, und dem dreidimensionalen Modus.  Es erm\u00f6glicht Berechnungen f\u00fcr viele verschiedene astrophysikalische Objekte, zB Supernovae, Novae, Sterne und Planeten.  Es ber\u00fccksichtigt Streuung und Staub und erm\u00f6glicht Nicht-LTE-Berechnungen \u00fcber viele Atomarten sowie LTE \u00fcber Atome und Molek\u00fcle.PoWR[edit]Der PoWR-Code (Potsdam Wolf-Rayet) ist f\u00fcr expandierende Sternatmosph\u00e4ren gedacht, also f\u00fcr Sterne mit Sternwind.  Es wurde seit den 1990er Jahren von Wolf-Rainer Hamann und Mitarbeitern der Universit\u00e4t Potsdam (Deutschland) speziell f\u00fcr die Simulation von Wolf-Rayet-Sternen entwickelt, bei denen es sich um hei\u00dfe Sterne mit sehr starkem Massenverlust handelt.  Unter Annahme von Kugelsymmetrie und Stationarit\u00e4t berechnet das Programm die Besetzungszahlen der atomaren Energiezust\u00e4nde, einschlie\u00dflich der Ionisationsbilanz, in Nicht-LTE und l\u00f6st konsistent das Strahlungs\u00fcbertragungsproblem im mitbewegten System.  Die stellaren Windparameter (Massenverlustrate, Windgeschwindigkeit) k\u00f6nnen 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 Atmosph\u00e4re konsequent behandelt, ist er f\u00fcr alle Arten von hei\u00dfen Sternen anwendbar.  Der Code als solcher ist noch nicht \u00f6ffentlich, aber gro\u00dfe Modellreihen f\u00fcr Wolf-Rayet-Sterne sind im Internet verf\u00fcgbar.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, ben\u00f6tigen aber auch mehr physikalische Daten wie Wirkungsquerschnitte und Wahrscheinlichkeiten f\u00fcr verschiedene atomare Prozesse.  Solche Modelle sind rechnerisch ziemlich anspruchsvoll und haben noch keine breitere Verbreitung erreicht.Anwendungen von Modellphotosph\u00e4ren[edit]Modellatmosph\u00e4ren sind zwar an sich interessant, werden aber h\u00e4ufig als Teil von Eingaberezepten und Werkzeugen zum Studium anderer astrophysikalischer Probleme verwendet.Sternenentwicklung[edit]Als Folge der Sternentwicklung manifestieren sich Ver\u00e4nderungen in der inneren Struktur von Sternen in der Photosph\u00e4re.Synthetische Spektren[edit]Programme zur Spektralsynthese (zB Moog (Code)) verwenden oft zuvor erzeugte Modellphotosph\u00e4ren, um die physikalischen Bedingungen (Temperatur, Druck, etc…) zu beschreiben, durch die Photonen wandern m\u00fcssen, um der stellaren Atmosph\u00e4re zu entkommen.  Zusammen mit einer Liste von Absorptionslinien und einer Elementarh\u00e4ufigkeitstabelle erzeugen Spektralsyntheseprogramme synthetische Spektren.  Durch den Vergleich dieser synthetischen Spektren mit beobachteten Spektren entfernter Sterne k\u00f6nnen Astronomen die Eigenschaften (Temperatur, Alter, chemische Zusammensetzung usw.) dieser Sterne bestimmen.Siehe auch[edit]SternstrukturVerweise[edit]Gray, 2005, Die Beobachtung und Analyse stellarer Photosph\u00e4ren, Cambridge University PressGustafsson et al., 1975, A grid of Model Atmospheres for Metal-deficiency Giant Stars I, Astronomy and Astrophysics 42, 407-432Gustafsson et al., 2008, Ein Gitter von MARCS-Modellatmosph\u00e4ren f\u00fcr sp\u00e4te Sterne, Astronomy and Astrophysics 486, 951-970Mihalas, 1978, Stellar Atmosph\u00e4ren, WH Freeman & Co.Plez, 2008, MARCS-Modellatmosph\u00e4ren, Physica Scripta T133, 014003Rutten, Strahlungs\u00fcbertragung in stellaren Atmosph\u00e4renTatum, Sternenatmosph\u00e4renExterne Links[edit]     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki25\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki25\/2021\/10\/30\/photospharenmodell-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"Photosph\u00e4renmodell \u2013 Wikipedia"}}]}]