Forschung im HLRN-Verbund 2011

176Wie sehen Sterne und extrasolare Planeten eigentlich aus?3D Strahlungstransport & Rechnungen mit dem PHOENIX/3D CodeP. Hauschildt, Hamburger SternwarteKurzgefasst• In den letzten 15 Jahren wurden hunderte vonPlaneten ausserhalb unseres Sonnensystemsentdeckt und beobachtet.• Mit einer detaillierten Analyse dieser Daten kannman physikalische Bedingungen (Temperaturen,Drücke) und chemische Zusammensetzung derStern- und Planetenatmosphären bestimmen.• Unser Projekt simuliert die Physik und Chemieder Atmosphären von Planeten und Sternen undermöglicht dadurch die Bestimmung der wichtigenParameter der Planeten und Sterne.• Dazu ist der Aufbau der Atmosphäre zusammenmit dem chemischen Gleichgewicht und demTransport von Licht durch das Gas bei sehr vielenverschiedenen Wellenlängen zu berechnen.Dabei ist besonders der 3D-Strahlungstransportextrem komplex und sehr aufwendig.• Unser Simulationsprogramm PHOENIX/3D istdaher sehr umfangreich. Eine typische Simulationauf dem HLRN verwendet mindestens 4096Kerne für 48 Stunden. Dabei werden bis zu 50PB Daten generiert, von denen zur Zeit nur ca.1TB permanent gespeichert werden können.In den letzten 15 Jahren wurden hunderte vonPlaneten ausserhalb unseres Sonnensystems entdeckt.Mit den größten Teleskopen (auf der Erdeund im Weltraum) können die Atmosphären dieserExo-Planeten beobachtet werden. Dabei werdenheute Spektren des ausgesandten Lichtes übereinen großen Wellenlängenbereich gemessen. Inder nahen Zukunft werden durch neue Teleskopeund Beobachtungsverfahren auch echte Bilderder Atmosphären gemacht werden können. Dasgroße Problem bei diesen Beobachtungen ist derElternstern der Planeten, der 10 000 bis 1 Millionmal heller als der Planet ist. Daher werdenzur Beobachtung spezielle Techniken benötigt, undes können bisher nur wenige Planeten detailliertbeobachtet werden. Mit einer detaillierten Analysedieser Daten kann man die physikalischen Bedingungen(Temperaturen, Drücke) und die chemischeZusammensetzung der Stern- und Planetenatmosphärenbestimmen (und vielleicht sogarBiomarker entdecken). Ein genaues Verständnisder Physik der Atmosphären und ihrer Lichtemissionist aber auch für die Entwicklung von neuenBeobachtungsmethoden notwendig (z.B., um vorhersagenzu können, bei welchen Wellenlängenman erdähnliche Planeten am besten beobachtenkann).Unser Projekt simuliert die Physik und Chemieder Atmosphären von Planeten und Sternen undermöglicht dadurch die Bestimmung der wichtigenParameter der Planeten und Sterne. Dazu habenwir über die letzten 20 Jahre das Modellatmosphären-ProgrammpaketPHOENIX entwickelt.Damit können sowohl 1D (kugelsymmetrische) alsauch 3D Modelle der Atmosphären und Spektrenfür fast alle Typen von Sternen und Exo-Planetensehr detailliert simuliert werden. 1D-Simulationenkommen dabei mit wenigen (8-64) Kernen ausund brauchen relativ wenig Hauptspeicher und Rechenzeit.Bei 3D-Modellen ist der Bedarf an Hauptspeicher,Festplattenplatz und Rechenzeit so gewaltig,dass diese Rechnungen nur auf Systemenwie dem HLRN machbar sind. Das ProgrammpaketPHOENIX ist dafür ausgelegt, möglichst vieleverschiedene Atmosphärentypen zu simulieren.Dadurch wird die Entwicklung insgesamt effizienterund die verschiedenen Module von PHOENIXkönnen unter sehr unterschiedlichen Bedingungenverifiziert werden.Für alle unsere Simulationen ist es notwendig,den Aufbau der Atmosphäre zusammen mitdem chemischen Gleichgewicht und dem Transportvon Licht bei sehr vielen verschiedenen Wellenlängenzu berechnen. Dabei ist besonders der3D-Strahlungstransport extrem komplex und sehraufwendig, da er die Lösung von mathematisch 6-dimensionalen Gleichungen erfordert, und spezielleMethoden zur genauen Behandlung von Lichtstreuungin den Atmosphären notwendig sind. BeiPlaneten muss die Einstrahlung durch den Elternsternmodelliert werden. Durch sie erhöhen sichdie Temperaturen auf der ”Tagseite” des Planetenum bis zu 1000 K. Die 3D-Strahlungstransport-Module benötigen als Eingabe eine Beschreibungder Wechselwirkung der atmosphärischen Gasemit dem Licht. Dabei berücksichtigen wir bis zu1 Milliarde individuelle Übergänge in Atomen undMolekülen. Diese bilden oft stark überlappendeBandensysteme, die das emittierte Licht beeinflussen.Der Vergleich der simulierten Banden mit denBeobachtungen erlaubt die chemische Analyse derAtmosphären. Als Ergebnis dieser Berechnungenerhalten wir nicht nur genaue Information über denEnergiefluß innerhalb der Atmosphären und ihreZusammensetzung, sondern auch detaillierte Bilderfür eine Vielzahl von Wellenlängen und Betrachtungsrichtungen(siehe auch Abbildung 1).Physik