Supernova im Computer. Teil I

In diesem ersten Teil sehen wir uns an, wie man heute den Lebensweg eines Sterns, sagen wir den der Sonne, im Computer berechnet. Früher hätte man dazu ein Fortran-Programm mit mehren tausend Codezeilen geschrieben, heute reichen wenige Zeilen in Python.

Die eigentliche Arbeit eledigt AMUSE für uns im Hintergrund, die erste Programmzeile lädt alles was wir dazu brauchen! Die Zweite erlaubt uns später Plots anzufertigen.

Da wir eine zeitliche Entwicklung wünschen, definieren wir eine Start- und Endzeit für die Rechnungen in den beiden folgenden Zeilen. AMUSE unterstüzt pysikalische Einheiten im Code (z.B. | units.Gyr bezeichnet die Zeit in Milliarden Jahren, | units.MSun die Masse in Einheiten der Sonnenmasse …).

AMUSE ist nur ein Framework für über 50 ausgefeilte Codes aus allen Gebieten der Astrophysik, die sich vielfältig kombinieren lassen.

Unter denen, die es erlauben Sterne im Detail zu berechnen, benutzen wir MESA, über das ich im nächsten Beitrag noch einiges schreiben werde.

MESA übergeben wir mit der Zeile:

star = stellar.particles.add_particle( Particle(mass=M))

einen nur durch seine Masse definierten Stern mit einer Sonnenmasse. Alles Andere, wie die chemische Zusammensetzung (Z=0.02),  Rotation, … wird auf voreingestellten Werten belassen.

Die Rechnungen starten auf der Alternull-Hauptreihe (ZAMS) mit einem vollständig konvektiv durchmischten Stern, der gerade mit der Wasserstofffusion beginnt.

Die folgende While-Schleife reicht bis zu den abschliessenden Plotbefehlen. Sie wird durchlaufen bis die Zeit 12 Milliarden Jahre erreicht hat. Die Zeile  stellar.evolve_model( time ) sorgt dabei für die Entwicklung des Sterns. Der print-Befehl gibt Werte für Zeit, Masse, Leuchtkraft und Radius in sinnvollen Einheiten.

Wir sehen, dass die Sonne bei 12 Gyr deutlich an Masse verliert, trotzdem die Leuchtkraft auf den 560 fachen Wert steigern kann, da sie ihren Radius ca. 60 mal vergrößert. Sie ist zum Roten Riesen geworden.

Der folgende Plot (letzte Zeilen im Programm) zeigt den Temperatur-verlauf durch unser letztes Modell.

Der Stern ist hier aus über 1200 Schichten aufgebaut. Verglichen mit der heissesten Zone, in der fast 60 Millionen K erreicht werden, ist die Temperatur an der Oberfläche nicht abzulesen. Dazu nutzt man dann besser eine logarithmische Skalierung der Y-Achse. Interessanterweise ist die Temperatur nicht im Zentrum am höchsten, sondern in einer Schale nahe am Kern. Hier brennt der Wasserstoff noch in einer Schale, während das  dabei erzeugte schwerere Helium als Asche ins Zentrum sinkt und noch nicht gezündet hat. Der Helium-Flash setzt erst bei 100 Millionen K ein. Dazu muss der Kern noch weiter kontrahieren und dadurch heisser werden.

Das machen wir beim nächsten Mal. Heute sahen wir weniger als 1 Promille dessen, was AMUSE und MESA mit Sternen im Computer veranstalten können.

Link zum Astrophysical Multipurpose Software Environment

und zu MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics)