Spectral analyses of M, L, and T dwarf stars
Zusammenfassung der Projektergebnisse
In diesem Projekt wurden detaillierte Modelle für die Bildung von Staubwolken in kühlen Sternen und im Übergangsgebiet zu Braunen Zwergen ("Sterne" mit zu geringer Masse um stabiles thermonukleares Verbrennen von Wasserstoff zu Helium zu entwi ckeln) entwi ckelt. Die physikalis chen Bedingungen in diesen Sternen sind so extrem das sic h bei Temperaturen von ca. 1200 bis 2500 Grad Celsius und Drü cken von weniger als 1 bar Staub bilden kann. In älteren Modellen wird die Bildung des Staubes und damit auc h die Bildung von Staubwolken als ein Prozess im strikten Glei chgewi cht behandelt, was der physikalis hen Realität aber ni cht gut entspri ht. Wir haben daher in diesem Projekt ein ni cht-Glei chgewi chts Modell zur Bildung von Staub aus der Gasphase mit einem detaillierten Modell der Atmosphärenstruktur des Sternes kombiniert. Diese neuen Computersimulationen erlauben es uns nun detailliert die Lage, Di cke, und Staubverteilung (Zusammensetzung und eine Sc hätzung der Grösse der Staubteil chen) der Wolken zu modellieren und ihren Einfluss auf das vom Stern emittierte Li cht zu bestimmen. Das ist im Verglei ch zu parameterisieren Wolkenmodellen ein grosser Forts chritt der auc h auf andere Objekte (z.B. extrasolare Planeten) ausgedehnt werden kann. Die Wolkenbildung wird dabei (kurioserweise!) sehr stark dur ch die Konvektion in den unteren S chi chten der Sternatmosphäre beeinflusst, ohne die Bildung der konvektiven Zellen würde der Staub sehr s chnell "ausregnen" und die Atmosphäre völlig aufklaren. Eine Folgeuntersuchung ist in Arbeit in der diese Mögli chkeiten weiter untersuc ht werde. Die Ergebnisse der Modellrechnungen wurden mit Beoba chtungen vergli chen und zeigen das die Genauigkeit der Modelle signifikant verbessert wurde, bei gleic hzeitiger Reduzierung der Parameter des Modells. Damit können Daten von den vers chiedensten Teleskopen (VLT, HST, in einigen Jahren JWST und E-ELT) besser interpretiert werden und die physikalis chen Bedingungen und Strukturen in kühlen Sternen, Braunen Zwergen und Extrasolaren Planeten besser verstanden werden.
