Dreidimensionale Modelle kühler Sternatmosphären - AIP

Örtliche Linienprofile
Eindimensionales Modell
Gemitteltes dreidimensionales Modell
Örtliche Linienprofile
Eindimensionales Modell
Gemitteltes dreidimensionales Modell
2.0
2.0
Intensität
1.5
1.0
Intensität
1.5
1.0
0.5
0.5
0.0
–15 –10 –5 0 5 10 15
V [km/s]
0.0
–15 –10 –5 0 5 10 15
V [km/s]
Abb. 3: Detailansicht der Spektrallinie
des neutralen Eisens (FeI)
bei 525.0 nm. Neben den einzelnen
Linienprofilen für unterschiedliche
Positionen auf der
Oberfläche (schwarz), ist das horizontal
gemittelte Profil (grün)
sowie das mit Hilfe der eindimensionalen
mittleren Atmosphäre
erhaltene Linienprofil (rot) zu
sehen. Die Wellenlängenskala
ist hier durch die entsprechende
Dopplergeschwindigkeit ausgedrückt
(ΔV = 0 entspricht der
Laborwellenlänge).
Wäre dieser Befund von allgemeiner
Gültigkeit, würde er die klassische, auf
eindimensionalen Modellen basierende,
Methode der Spektralanalyse rechtfertigen.
Tatsächlich hängt jedoch das Maß
der Übereinstimmung zwischen den eindimensionalen
und den dreidimensionalen
Profilen von der Temperaturempfindlichkeit
der betrachteten Spektrallinie ab.
Würde man etwa die Titan-Häufigkeit
der Sonne aus der TiI-Linie bei der Wellenlänge
von 542.63 Nanometer bestimmen,
erhielte man aus der eindimensionalen
Analyse einen um 60 Prozent zu
hohen Wert.
Konvektion
in metallarmen Halo-Sternen
Sterne im Halo des Milchstraßensystems
haben meist einen deutlich geringeren
Metallgehalt als die Sonne; sie gehören
zu den ältesten bekannten stellaren Objekten
unserer Galaxis. Da sie aus der
Frühphase der Milchstraßenentwicklung
stammen, ist die genaue Kenntnis
ihrer chemischen Zusammensetzung
von besonderer Bedeutung für das Verständnis
der Entstehung der Elemente
und der chemischen Entwicklung von
Galaxien. Der Lithiumgehalt dieser Objekte
lässt sogar Rückschlüsse auf die
physikalischen Bedingungen während
des Urknalls zu. Bereits ältere Modelle
haben gezeigt, dass die Konvektion in
den Oberflächenschichten metallarmer
Halo-Sterne vom Spektraltyp F kräftiger
als in der Sonne ist und höher in die
Atmosphäre hineinreicht. Demzufolge
erwartet man, in den Spektren solcher
Sterne deutliche »Fingerabdrücke« konvektiver
Strömungen zu sehen. Im Prinzip
sieht das Granulationsmuster ähnlich
aus wie auf der Sonne. Ausgedehnte helle
Gebiete aufsteigenden heißen Gases werden
durch ein Netzwerk schmaler dunkler
Kanäle voneinander getrennt, in denen
kühles Gas ins Sterninnere absinkt.
Das Beispiel in Abb. 4 demonstriert
einen wichtigen Effekt, der für die Sonne
weniger stark ausgeprägt ist: Das räumlich
gemittelte dreidimensionale Linienprofil
(grün) ist erheblich stärker als das
eindimensionale Linienprofil (rot), welches
von der repräsentativen eindimensionalen
Modellatmosphäre emittiert
wird. Letztere gibt zwar den Tiefenverlauf
der mittleren Temperatur des hydrodynamischen
dreidimensionalen Modells
richtig wieder, kann aber die horizontalen
Inhomogenitäten grundsätzlich nicht
erfassen.
Der Unterschied der beiden Linienprofile
zeigt also selektiv die spektroskopischen
Auswirkungen der horizontalen
Temperaturschwankungen. Offensichtlich
bewirken diese Fluktuationen eine
systematische Verstärkung der Spektrallinien.
Standard-Spektralanalysen vernachlässigen
diesen Effekt, was in dem
hier betrachteten extremen Fall dazu
führt, dass die Eisenhäufigkeit um nahezu
einen Faktor 5 überschätzt wird, wenn
man sie aus dieser einen Linie bestimmt.
Eine zusätzliche Fehlerquelle ist, dass die
eindimensionalen Modellatmosphären
bei metallarmen Sternen systematisch
Abb. 4: Darstellung der synthetischen
Linienprofile analog zu
Abb. 3. Bemerkenswert ist der
große Unterschied der Linienstärke
zwischen dem eindimensionalen
Fall (rot) und dem dreidimensionalen
Fall (grün).
zu hohe Temperaturen der oberen Photosphäre
liefern. Die Annahme des Strahlungsgleichgewichts
ist hier keine gute
Näherung. Insgesamt können die systematischen
Fehler zu Elementhäufigkeiten
führen, die um den Faktor 7 falsch sind.
Fehler dieser Größenordnung sind für
die Sternspektroskopie unakzeptabel.
Im Fall von Eisen kann man das Problem
umgehen, indem man die Analyse statt
mit Linien des neutralen Eisens (FeI) mit
Linien des ionisierten Eisens (FeII) durchführt,
die weniger temperaturempfindlich
sind. So etwas ist jedoch nicht für
alle Elemente möglich. Für die wichtige
Bestimmung der Lithiumhäufigkeit ist
man zum Beispiel auf die bekannte LiI-
Linie bei einer Wellenlänge von 670.7 Nanometer
angewiesen, die ähnlich anfällig
ist wie die oben diskutierte FeI-Linie. Die
Entstehung der LiI-Linie ist allerdings
komplizierter, da diese Atome nicht im
lokalen thermodynamischen Gleichgewicht
sind. Die Berücksichtigung dieser
Effekte erfordert aufwendige Rechnungen,
die derzeit noch in Arbeit sind.
MATTHIAS STEFFEN
Literaturhinweis
B. Freytag, M. Steffen, B. Dorch:
»Spots on the Surface of Betelgeuse.
Results from New 3D Stellar
Convection Models«, Astron.
Nachrichten 323 3/4, 213–219
[2002].
STERNE UND WELTRAUM November 2004
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