Theoretical stellar atmosphere models for cool stars

In kühlen Sternen wie der Sonne wird die nuklear erzeugte Energie
aus dem Inneren an die Oberfläche transportiert. Diese kann dann in
den freien Weltraum entfliehen, und so können wir das Sternenlicht
letztlich beobachten. Die theoretische Modellierung des
photosphärischen Übergangsbereiches – vom konvektiven zum
radiativen Energietransport – ist aufgrund der inhärenten
dreidimensionalen (3D) Natur der Konvektion und der komplexen,
nicht-linearen und nicht-lokalen Interaktionen des Strahlungsfelds
mit dem stellaren Plasma sehr anspruchsvoll. Theoretische
Atmosphärenmodelle stellen die fundamentale Basis für die
Untersuchung von Sternen dar, daher sind Astronomen für ihr
Verständnis der Sterne auf diese letztlich angewiesen. Die
üblicherweise verwendeten eindimensionalen (1D) Atmosphärenmodelle
beinhalten verschiedene Vereinfachungen. Insbesondere wird die
Konvektion für gewöhnlich mit der Mischungswegtheorie berechnet,
trotz ihrer wohlbekannten Fehler, da derzeit keine deutlich
besseren Alternativen vorhanden sind. Der einzige Ausweg, um dieses
Problem zu überwinden ist, die zeitabhängigen, dreidimensionalen,
hydrodynamischen Gleichungen, welche mit einem realistischen
Strahlungstransport gekoppelt sind, zu lösen. Aufgrund der in den
vergangenen Jahrzehnten rasch gestiegenen Rechenleistung wurden
bedeutende Fortschritte mit Simulationen für 3D
Strahlungshydrodynamik (RHD) von Atmosphären erzielt. Diese Modelle
sind außerordentlich leistungsfähig, und besitzen eine enorme
Vorhersagekraft, wie präzise Vergleiche mit Sonnenbeobachtungen
wiederholt beweisen konnten. Ausgestattet mit diesen ausgereiften
Methoden möchte ich als Ziel meiner Dissertation die drei folgenden
Fragen näher untersuchen: Was sind die Eigenschaften der
Atmosphären von kühlen Sternen? Welche Unterschiede sind zwischen
den 1D und 3D Modellen vorhanden? Wie verändern sich die
Vorhersagen für die Sternstrukturen und Spektrallinien? Um mich
dieser Aufgabenstellung systematisch anzunehmen, habe ich das
Stagger-Gitter berechnet. Das Stagger-Gitter ist ein umfangreiches
Gitter aus 3D RHD Atmosphärenmodellen von kühlen Sternen, welches
einen großen stellaren Parameterbereich abdeckt. In der
vorliegenden Dissertation beschreibe ich die Methoden, welche
angewendet wurden, um die vielen Atmosphärenmodelle zu berechnen.
Zudem werden die allgemeinen Eigenschaften der resultierenden 3D
Modelle, auch deren zeitliche und räumliche Mittelwerte detailliert
dargestellt und diskutiert. Die Unterschiede zwischen den 1D und 3D
Schichtungen, sowie die Details der stellaren Granulation (die
Manifestation der Konvektion unterhalb der Sternoberfläche) werden
ebenfalls umfangreich erläutert und beschrieben. Des Weiteren habe
ich folgende Anwendungen für die 3D Atmosphärenmodelle untersucht:
Berechnung theoretischer Spektrallinien, wichtig für die Bestimmung
von Sternparametern, Spektroskopie und Häufigkeiten-Analyse; die
sogenannte Randverdunkelung, notwendig für die Analyse
interferometrischer Beobachtungen und Suche nach extrasolaren
Planeten; und die Kalibrierung der Mischungsweglänge, womit
1D-Sternmodelle verbessert werden können. Die Qualität der
hochauflösenden Beobachtungen hat inzwischen die der theoretischen
1D Atmosphärenmodelle aufgrund der technischen Entwicklungen in den
vergangenen Jahren überschritten. Daher hat sich der Bedarf an
besseren Simulationen für Atmosphärenmodelle erhöht. Durch die
Bereitstellung eines umfangreichen Gitters aus 3D RHD
Atmosphärenmodellen wurde dazu ein erheblicher Beitrag geleistet.
Damit werden wir den Anforderungen an die Theorie für die
derzeitigen und zukünftigen Beobachtungen gerecht werden, und
können somit zu einem besseren Verständnis der kühlen Sterne
beitragen.