Mitglieder


Achim Weiss
Johann Higl
George Angelou
Liliya Imasheva
Felx Ahlborn
Andreas Jørgensen

Kollegen die häufig zu Besuch kommen

Maurizio Salaris (John Moores Univ., Liverpool)
Marcelo Miguel Miller Bertolami (La Plata University, La Plata)
Brian Chaboyer (Dartmouth College)
Lionel Siess (Univ. Libre de Bruxelles)

Ehemalige Kollegen:

Helmut Schlattl
Victor Silva Aguirre
Aldo Serenelli
Zazralt Magic
Graham Wagstaff
Simon Campbell

Gäste in 2019:

Benard Nsamba (1.-30.11.)

Struktur und Entwicklung von Einzelsternen

Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm mit evolutionären Spuren von Sternen mit niedriger Masse. Die Orte dieser Sterne zu zwei verschiedenen Zeiträumen sind gekennzeichnet. Wenn man diese Punkte verbindet, ergibt sich eine Isochrone, theoretisch die Entsprechung zum Farben-Helligkeits-Diagramm eines Kugelsternhaufens. Bild vergrößern
Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm mit evolutionären Spuren von Sternen mit niedriger Masse. Die Orte dieser Sterne zu zwei verschiedenen Zeiträumen sind gekennzeichnet. Wenn man diese Punkte verbindet, ergibt sich eine Isochrone, theoretisch die Entsprechung zum Farben-Helligkeits-Diagramm eines Kugelsternhaufens. [weniger]

Sterne sind die Hauptinformationsquelle unseres Universums. Das Ziel der Forschung in stellarer Struktur und Entwicklung am MPA ist es, ihre Eigenschaften zu verstehen und unser Wissen anzuwenden. Die Theorie der stellaren Struktur und Entwicklung hat eine lange Geschichte am MPA und begann mit der bahnbrechenden Arbeit von Kippenhahn, Meyer-Hofmeister und Weigert. Bis zum heutigen Tag wurde ihr stellarer Entwicklungscode immer wieder aktualisiert, verändert und erweitert und ist immer noch einer der besten verfügbaren Codes überhaupt. Er ist heute gut bekannt unter dem Namen GARSTEC. Er kann benutzt werden, um die Struktur und die Entwicklung von Einzelsternen aller Massen durch die meiste Zeit ihrer Lebensdauer zu berechnen, aber er ist auch genau genug für die Berechnung von Solarmodellen und zum Einsatz in der Asteroseismologie. Die Forschung in unserer Gruppe fokusiert sich auf Solarmodelle, auf Sterne niedriger und mittlerer Masse, Asteroseismologie, Konvektionstheorie und die Anwendung auf stellare Populationen und Fragen bezüglich Kosmologie und grundlegender Physik. Obwohl dieser Code ein traditioneller, hydrostatischer, eindimensionaler Code ist, so untersuchen wir auch entscheidende Aspekte der stellaren Struktur, die einen dynamischen Ansatz erfordern, mit zwei- und dreidimensionalen Hydro-Codes. Zu solchen Problemen gehören die Kernkonvektion in massereichen und entwickelten Sternen, Umschlagkonvektion in der Sonne und Roten Riesen, nukleare Blitze und Rotation von Sternen. Das Ziel ist es, die grundlegenden Eigenschaften solcher Effekte aufzudecken und diese in realistischer Weise in dem 1-d Code miteinzubringen, was immernoch den einzigen Weg darstellt, das komplette Leben eines Sterns zu verfolgen.

GARSTEC - der Garching Stellar Evolution Code

Unser stellarer Entwicklungscode GARSTEC (Weiss & Schlattl 2008) mit allen notwendigen Eingabedaten und Analysewerkzeugen ist verfügbar. Um den Code wissenschaftlich korrekt einzusetzen, bestehen wir jedoch auf einem Trainingsprogramm (1 bis 2 Wochen) am MPA für die, die den Code gerne benutzen möchten und ausreichend vertieftes Wissen über stellare Struktur und Entwicklung besitzen. Bei Interesse kontaktieren Sie bitte Achim Weiss.

Aktuelle Projekte

Aktualisierte Modelle für asymptotische Riesensterne und Vorhersagen von beobachteten Farben von Sternhaufen

A. Weiss, M. Salaris, L. Cassara, L. Piovan, and C. Chiosi

Eine neue Reihe von AGB Modellen, berechnet von dem ehemaligen Doktorand A. Kitsikis, wurde benutzt, um die Eigenschaften von nebeligen Hüllen um solche Sterne abzubilden und um das auftauchende Spektrum und die stellaren Farben mittels eines detaillierten Strahlungstransfercodes zu berechnen. AGB-Sterne sind sehr hell und sehr kalt. Sie zeichnen sich durch starke stellare Winde aus, die den Großteil ihrer Masse entfernen und einen Proto Weißen Zwerg zurücklassen. Die verlorene Masse enthält viel Staub, der das zentrale Objekt optisch einhüllt und die stellare Leuchtkraft im Infrarotbereich zurückstrahlt. Um die Physik der stellaren Modelle zu testen, vergleicht man sehr häufig deren Farben mit denen relativ junger Sternhaufen. Wir konnten die große Vielfalt der beobachteten Farben erklären, die wir in Haufen ähnlichen Alters in den Magellanschen Wolken gefunden haben. Es ist eine Folge der Farben von einzelnen Sternen, ihrer großen Vielfalt während ihres kurzen Lebens im AGB und zufälliger Ergebnisse aufgrund ihrer niedrigen Zahlen, sogar in massereichen Haufen. Die Abbildung vergleicht den Beitrag von Infrarotlicht zur Gesamtleuchtkraft der "Superhaufen" (mehrere Haufen addiert) mit den theoretischen Vorhersagen für viele Monte-Carlo-Realisierungen der AGB-Populationen in Haufen derselben Masse (rot: LMC, blau: SMC Zusammensetzung).   (M. Salaris, A. Weiss, L.P. Cassara, L. Piovan, C. Chiosi: A&A 565, A9 (2014))

Eine neue Reihe von AGB Modellen, berechnet von dem ehemaligen Doktorand A. Kitsikis, wurde benutzt, um die Eigenschaften von nebeligen Hüllen um solche Sterne abzubilden und um das auftauchende Spektrum und die stellaren Farben mittels eines detaillierten Strahlungstransfercodes zu berechnen. AGB-Sterne sind sehr hell und sehr kalt. Sie zeichnen sich durch starke stellare Winde aus, die den Großteil ihrer Masse entfernen und einen Proto Weißen Zwerg zurücklassen. Die verlorene Masse enthält viel Staub, der das zentrale Objekt optisch einhüllt und die stellare Leuchtkraft im Infrarotbereich zurückstrahlt. Um die Physik der stellaren Modelle zu testen, vergleicht man sehr häufig deren Farben mit denen relativ junger Sternhaufen. Wir konnten die große Vielfalt der beobachteten Farben erklären, die wir in Haufen ähnlichen Alters in den Magellanschen Wolken gefunden haben. Es ist eine Folge der Farben von einzelnen Sternen, ihrer großen Vielfalt während ihres kurzen Lebens im AGB und zufälliger Ergebnisse aufgrund ihrer niedrigen Zahlen, sogar in massereichen Haufen. Die Abbildung vergleicht den Beitrag von Infrarotlicht zur Gesamtleuchtkraft der "Superhaufen" (mehrere Haufen addiert) mit den theoretischen Vorhersagen für viele Monte-Carlo-Realisierungen der AGB-Populationen in Haufen derselben Masse (rot: LMC, blau: SMC Zusammensetzung).

(M. Salaris, A. Weiss, L.P. Cassara, L. Piovan, C. Chiosi: A&A 565, A9 (2014))

Verbesserung der Behandlung von konvektiven Hüllen in kühlen Sternen

Andreas C.S. Joergensen, Achim Weiss


Sternenentwicklungscodes, wie beispielsweise GARSTEC, berechnen stellare Strukturen unter einer Reihe von vereinfachenden Annahmen. Dies ermöglicht es ein umfassendes Bild der Sterne und ihrer Lebenszyklen mit geringem Rechenaufwand zu erhalten. Zum Beispiel gehen Stenenentwicklungscodes von einer sphärischen Symmetrie aus und verwenden Zeitschritte, die durch Veränderungen im chemischen Profil bestimmt werden. Dies bedeutet, dass Phänomenen, die auf kürzeren Zeitskalen stattfinden, nur annäherungsweise behandelt werden können. Mit anderen Worten, Phänomene, wie z.B. turbulente Konvektion, die intrinsisch dreidimensional (3D) sind und zu schnellen Schwankungen führen, werden ad hoc behandelt. Während die verwendeten Annäherungen physikalisch motiviert sind und oft erstaunlich gut funktionieren, führen sie zu einigen Diskrepanzen zwischen Modellvorhersagen und Beobachtungen.
Um diesen Mangel zu beheben, kombinieren wir stellare Entwicklungscodes mit 3D-Simulationen der äußersten Schichten von stellaren konvektiven Hüllen (Jørgensen et al. 2019). Die hinzugezogenen 3D-Simulationen wurden von einem der ehemaligen Doktoranden der Gruppe, Zazralt Magic (Magic et al. 2013), aufgesetzt.
Zwar ermöglichen 3D-Simulationen eine realistischere Darstellung von Phänomenen wie Turbulenzen, aber sie benötigen eine sehr hohe Rechenleistung. Aufgrund der Homologie der mittleren Schichtung von 3D-Simulationen können wir jedoch leicht durch Interpolation die richtige Struktur errechnen. Wir interpolieren daher in den bestehenden 3D-Simulationen und beziehen die interpolierten Strukturen in GARSTEC zu jedem einzelnen Zeitschritt während der Entwicklung ein. Indem wir diesem Ansatz folgen, berechnen wir Sternenmodelle, die die physikalisch realistischere Beschreibung der Konvektion aus 3D-Simulationen mit den niedrigen Rechenkosten der Standard stellaren Modelle erreichen. Noch besser ist, dass wir die Diskrepanz zwischen seismischen Beobachtungen und Modellvorhersagen überwinden. Zudem zeigt sich, dass die ausgewerteten Sternentwicklungswege von der verbesserten Darstellung der Konvektion abhängen (siehe Abbildung). Dies bedeutet, dass unsere Verbesserungen des Standardverfahrens die vorhergesagten globalen Sternenparameter (z.B. Alter, Radius, Effektivtemperatur) beeinflussen, was eine Rolle für eine Reihe von Forschungsbereichen, wie z.B. die Erforschung von Exoplaneten und die galaktische Archäologie, spielen kann, deren Erfolg auf die Parameterschätzungen aus Sternmodellen beruht .
Bild: Entwicklung von Sonnenmodellen mit verschiedenen Bearbeitungsverfahren der superadiabatischen Schichten in der Hülle. Die blaue Linie entspricht zur anspruchvollsten Bearbeitung. Der Knick in dieser Spur spiegelt das immer noch nicht ausreichend dichte Raster der darunter liegenden 3D-Modelle wider.

Sternenentwicklungscodes, wie beispielsweise GARSTEC, berechnen stellare Strukturen unter einer Reihe von vereinfachenden Annahmen. Dies ermöglicht es ein umfassendes Bild der Sterne und ihrer Lebenszyklen mit geringem Rechenaufwand zu erhalten. Zum Beispiel gehen Stenenentwicklungscodes von einer sphärischen Symmetrie aus und verwenden Zeitschritte, die durch Veränderungen im chemischen Profil bestimmt werden. Dies bedeutet, dass Phänomenen, die auf kürzeren Zeitskalen stattfinden, nur annäherungsweise behandelt werden können. Mit anderen Worten, Phänomene, wie z.B. turbulente Konvektion, die intrinsisch dreidimensional (3D) sind und zu schnellen Schwankungen führen, werden ad hoc behandelt. Während die verwendeten Annäherungen physikalisch motiviert sind und oft erstaunlich gut funktionieren, führen sie zu einigen Diskrepanzen zwischen Modellvorhersagen und Beobachtungen.

Um diesen Mangel zu beheben, kombinieren wir stellare Entwicklungscodes mit 3D-Simulationen der äußersten Schichten von stellaren konvektiven Hüllen (Jørgensen et al. 2019). Die hinzugezogenen 3D-Simulationen wurden von einem der ehemaligen Doktoranden der Gruppe, Zazralt Magic (Magic et al. 2013), aufgesetzt.

Zwar ermöglichen 3D-Simulationen eine realistischere Darstellung von Phänomenen wie Turbulenzen, aber sie benötigen eine sehr hohe Rechenleistung. Aufgrund der Homologie der mittleren Schichtung von 3D-Simulationen können wir jedoch leicht durch Interpolation die richtige Struktur errechnen. Wir interpolieren daher in den bestehenden 3D-Simulationen und beziehen die interpolierten Strukturen in GARSTEC zu jedem einzelnen Zeitschritt während der Entwicklung ein. Indem wir diesem Ansatz folgen, berechnen wir Sternenmodelle, die die physikalisch realistischere Beschreibung der Konvektion aus 3D-Simulationen mit den niedrigen Rechenkosten der Standard stellaren Modelle erreichen. Noch besser ist, dass wir die Diskrepanz zwischen seismischen Beobachtungen und Modellvorhersagen überwinden. Zudem zeigt sich, dass die ausgewerteten Sternentwicklungswege von der verbesserten Darstellung der Konvektion abhängen (siehe Abbildung). Dies bedeutet, dass unsere Verbesserungen des Standardverfahrens die vorhergesagten globalen Sternenparameter (z.B. Alter, Radius, Effektivtemperatur) beeinflussen, was eine Rolle für eine Reihe von Forschungsbereichen, wie z.B. die Erforschung von Exoplaneten und die galaktische Archäologie, spielen kann, deren Erfolg auf die Parameterschätzungen aus Sternmodellen beruht .

Bild: Entwicklung von Sonnenmodellen mit verschiedenen Bearbeitungsverfahren der superadiabatischen Schichten in der Hülle. Die blaue Linie entspricht zur anspruchvollsten Bearbeitung. Der Knick in dieser Spur spiegelt das immer noch nicht ausreichend dichte Raster der darunter liegenden 3D-Modelle wider.

 
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