| Zusammenfassung: | The chromosphere is a region in the atmosphere of (cool) stars, working as interface between the optically thick photosphere and the optically thin corona. It is a highly dynamic environment, shaped by shocks and magnetic fields, with cold and hot gas co-existing at similar heights. While directly imaged on the Sun, the chromosphere of other stars can only be detected spectroscopically, using seve... The chromosphere is a region in the atmosphere of (cool) stars, working as interface between the optically thick photosphere and the optically thin corona. It is a highly dynamic environment, shaped by shocks and magnetic fields, with cold and hot gas co-existing at similar heights. While directly imaged on the Sun, the chromosphere of other stars can only be detected spectroscopically, using several emission lines, e.g. the Ca II H&K doublet or Ha, well studied and calibrated chromospheric diagnostics.
M-dwarfs are the most common stars in the Milky Way. They are characterised by low effective temperatures, with the optical and infrared spectrum being dominated by molecular absorption bands. Due to convective overshooting and acoustic waves penetrating deep into the atmosphere, and magnetic heating processes, their chromospheric activity is generally very intense. Accurate estimate of the stellar parameters is, therefore, only possible with models that consider the large range of phenomena and complexity of M-dwarf atmospheres.
One-dimensional models, although successful in reproducing observations, rely on restrictive physical assumptions. Three-dimensional simulations have been conducted to study the convective motions in M-dwarf atmospheres. Radiative-magneto-hydrodynamic simulations (R-MHD) with the CO5BOLD code showed that M-dwarf chromospheres feature complex dynamics qualitatively similar to what is known for the solar chromosphere. However, because of high computational costs, 3D MHD frameworks are currently unable to compute lines and continua opacities with a detailed treatment of the atomic level populations, focusing on estimating the radiative transfer energy correctly with simplified methods. Moreover, departures from local thermodynamic equilibrium (LTE) conditions must be taken into account due to the very low densities in the chromosphere. An additional step is required to calculate these properties. The non-LTE (NLTE) radiative transfer code PHOENIX/3D provides a general, massively parallelised, numerical framework. It allows to compute the radiative properties of 3D model atmospheres and to produce synthetic observables, e.g. spectrum and synthetic images, to compare with observations.
For this thesis, a snapshot from CO5BOLD M-dwarf models was used as input to PHOENIX/3D simulations, including multi-level NLTE opacity for the most abundant atomic species, as well as LTE background opacities. The models show the importance to treat the radiative transfer in the chromosphere allowing for departures from LTE. Spectrum and chemical concentrations are both strongly affected by the NLTE treatment. The 3D geometry has great influence on the radiative properties of the atmosphere. Synthetic images are used to investigate the depth of formation of spectral lines and continua. Technical issues concerning aliasing artefacts are also discussed.
This work shows that 3D multi-level NLTE modelling of M-dwarf atmospheres is currently possible, provided using large super-computing facilities. With further optimisation of the PHOENIX/3D code, and increased computational capabilities in the future, we will model stellar chromospheres with higher spatial and wavelength resolution.
Die Chromosphäre ist ein Bereich in den Atmosphären von (kühlen) Sternen, welche die optisch dicke Photosphäre mit der optisch dünnen Korona verbindet. Sie ist eine besonders dynamische Umgebung, geformt durch Schocks und Magnetfelder, in der kühles Gas mit warmen Gas in gleichen Höhen nebeneinander besteht. Obwohl sie an der solaren Oberfläche direkt beobachtet werden kann, erkennen wir die Chrom... Die Chromosphäre ist ein Bereich in den Atmosphären von (kühlen) Sternen, welche die optisch dicke Photosphäre mit der optisch dünnen Korona verbindet. Sie ist eine besonders dynamische Umgebung, geformt durch Schocks und Magnetfelder, in der kühles Gas mit warmen Gas in gleichen Höhen nebeneinander besteht. Obwohl sie an der solaren Oberfläche direkt beobachtet werden kann, erkennen wir die Chromosphäre anderer Sterne nur mit Hilfe gut erforschter und kalibrierter spektroskopischer Methoden, wie z. B. basierend auf die Emissionslinien Ca II H&K und Ha.
M-Zwerge sind die häufigsten Sterne der Milchstraße. Charakterisiert sind sie durch niedrige effektive Temperaturen. Ihre optischen und infraroten Spektren werden von molekularen Absorptionsbanden dominiert. Konvektive Strömungen, akustische Wellen, welche tief in die Atmosphäre eindringen, und magnetische Erwärmungsprozesse erzeugen ihre starke chromosphärische Aktivität. Eine genaue Abschätzung der Sternparameter ist daher nur mit Modellen möglich, die die große Phänomenologie und Komplexität der Atmosphären von M-Zwergen mit einbeziehen.
Eindimensionale Modelle sind zwar erfolgreich bei der Wiedergabe von Beobachtungen, allerdings basieren sie auf restriktive physikalischen Annahmen. Daher wurden dreidimensionale Simulationen durchgeführt, um die konvektiven Bewegungen in den Atmosphären von M-Zwergen zu untersuchen. Strahlungs-Magneto-Hydrodynamik-Simulationen (R-MHD) mit dem CO5BOLD Code zeigten, dass die Chromosphären von M-Zwergen qualitativ die gleiche komplexe Dynamik wie die Sonnenchromosphäre besitzen. Aufgrund des hohen Rechenaufwands ist es den 3D MHD Codes derzeit nicht möglich, die Opazitäten von Linien und Kontinua durch eine detaillierte Berücksichtigung der Besetzungzahlen der Atomniveaus zu berechnen. Der Fokus liegt dabei auf die richtige Abschätzung der Strahlungsenergie mit vereinfachten Methoden. Desweiteren müssen Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht (LTE) betrachtet werden, welche aufgrund der sehr geringen Gasdichten in der Chromosphäre auftreten. Um dies alles berechnen zu können, ist ein weiterer Schritt erforderlich. Der nicht-LTE (NLTE) Strahlungstransport-Code PHOENIX/3D bietet einen allgemeinen, massiv parallelisierten, numerischen Rahmen. Mit ihm ist es möglich, die Strahlungseigenschaften von 3D-Modellatmosphären zu berechnen und synthetische Spektren und Bilder mit Beobachtungen zu vergleichen.
Für diese Dissertation wurde ein Schnappschuss von CO5BOLD M-Zwerg-Modellen als Startwerte für PHOENIX/3D verwendet. Multi-Level-NLTE Opazitäten der häufigsten Atomarten und LTE Hintergrund-Opazitäten wurden mit einbezogen. Die Simulationen zeigen die Bedeutung der Abweichungen vom LTE für den Strahlungstransport in der Chromosphäre. Spektrum und chemische Konzentrationen werden stark von der Behandlung des NLTEs beeinflusst. Die 3D-Geometrie hat einen großen Effekt auf die Strahlungseigenschaften der Atmosphäre. Synthetische Bilder der Modelle werden verwendet, um die Tiefe der Bildung von Spektrallinien und Kontinua zu untersuchen. Zusätzlich werden technische Probleme durch Aliasing Artefakte diskutiert.
Diese Arbeit zeigt, dass, sofern große Super-Computing-Einrichtungen zur Verfügung stehen, eine 3D-Multi-Level-NLTE Modellierung der Atmosphären von M-Zwergen gegenwärtig bereits möglich ist. Mit der weiteren Optimierung des PHOENIX/3D Codes und durch erhöhte rechnerische Möglichkeiten in der Zukunft werden wir stellare Chromosphären mit einer höheren räumlichen und Wellenlängen-Auflösung modellieren. |
