Globale 3D-Strahlungs-hydrodynamische Simulationen sind ein alternativer Ansatz zur Modellierung der Pulsationen von AGB-Sternen, der direkter und umfassender, aber auch rechenintensiver ist. In diesem Fall kann eine Parametrierung der Konvektion (z.B. in Bezug auf die Mischlängentheorie), wie sie in klassischen linearen und nichtlinearen Pulsationsmodellen verwendet wird, vermieden werden, da sich turbulente konvektive Ströme natürlich als intrinsischer Bestandteil der Modelle entwickeln (siehe Abb. 12). Ein Explorativraster solcher Simulationen für AGB-Sterne von Freytag et al. (2017) gibt erste Hinweise darauf, wie Konvektionsmuster und Pulsationseigenschaften von stellaren Parametern abhängen. Die 3D-Modelle zeigen, wie langlebige Riesenkonvektionszellen, bestehend aus breiten Upflow-Regionen, die von turbulenten Tiefgangs umgeben sind, zusammen mit kurzlebigen kleineren Oberflächengranulaten und radialen Fundamental-Mode-Pulsationen zu variablen Oberflächenstrukturen und Helligkeitsänderungen führen. Insbesondere zeigen die von Freytag et al. (2017) vorgestellten Modelle Pulsationsperioden, die in gutem Widerspruch zur beobachteten Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von Whitelock et al. (2009) stehen. Mit zunehmender Winkelauflösung haben interferometrische Messungen an IR-Wellenlängen Hinweise auf Abweichungen von der sphärischen Symmetrie in den erweiterten Atmosphären und Windbildungsregionen von AGB-Sternen gegeben.

Am Anfang wurden nicht-sphärische Strukturen aus Messungen abgeleitet, die nur wenige Ausgangswerte nutzten, z. B. unter Verwendung von Verschlussphasen ungleich Null als Indikator, aber mit der neuesten Generation von Instrumenten ist es möglich geworden, gelöste Bilder von stellaren Oberflächenintensitäten und molekularen Schichten im Near-IR-Regime zu rekonstruieren (z.B. Monnier et al. 2014; Haubois et al. 2015; Kamiéski et al. 2016; Wittkowski et al. 2017). Eine interessante Ergänzung zu bodengestützten IR-Interferometrischen Studien sind Bilder der erweiterten Atmosphären von CW Leo und Mira, die mit der Cassini-Sonde erzeugt wurden, indem sie beobachten, wie die Sterne hinter Saturns Ringen verlaufen (Stewart et al.

2016a, b). In jüngster Zeit hat die direkte Bildgebung mit extrem adaptiver Optik im visuellen Bereich lückenhafte Staubwolken bei etwa 2–3 (R_* ) (z.B. Ohnaka et al. 2016) und Veränderungen der Intensitätsmuster und Korngrößen auf Zeitskalen von Monaten (z.B. Khouri et al. 2016a; Ohnaka et al. 2017) in den gut untersuchten AGB-Stars W Hya und R Dor. Soweit zumutbar und technisch möglich, muss der Kunde während der Implementierung der Anwendung mithilfe der API Vorkehrungen treffen, um sicherzustellen, dass die Anwendung des Kunden auch dann ordnungsgemäß funktioniert, wenn die API nicht verfügbar ist, unabhängig davon, ob dies auf das Verschulden von DeepL oder des Kunden verursacht wird. Höfner S (2016) (Re)Solving Mysterien der Konvektion und des Massenverlustes von agb Sternen: Was neue Modelle und Beobachtungen über langjährige Probleme erzählen. In: 19.

Cambridge Workshop über coole Sterne, Sternsysteme und die Sonne (CS19), S. 19. doi.org/10.5281/zenodo.154673. arXiv:1610.08937 DeepL räumt dem Kunden ein nicht ausschließliches Recht ein, die bereitgestellten Code-Beispiele ohne zeitliche oder ortsbezogene Einschränkung für Pädagogische und interne Entwicklungszwecke zu nutzen, insbesondere die Codebeispiele zu reproduzieren und sie internen Benutzern zur Verfügung zu stellen, abgeleitete Werke der Code-Beispiele zu modifizieren und zu erstellen und solche abgeleiteten Werke ohne Einschränkung zu verwenden, zu unterlizenzieren oder zu vertreiben. Ein weiterer Aspekt der anisotropen CSEs sind Strukturen wie Lichtbögen und Spiralmuster. Die Zahl der Beispiele nimmt stetig zu, z.B. CW Leo (Cernicharo et al. 2015; Decin et al.

2015), RW LMi (Dinh-V-Trung 2009; Claussen et al. 2011; Kim et al. 2015), R Scl (Maercker et al. 2012), R Aqr und W Aql (Mayer et al. 2013) und Gru (Mayer et al. 2014). Ein prominentes Beispiel ist die Staub- und Gasspirale in Richtung AFGL3068 (Mauron und Huggins 2006; Kim et al. 2017), Abb.

21, linkes Panel. Interpretationen solcher Morphologien zentrieren sich um Modulationen in der Dichteverteilung als Folge der Multiplizität, d.h. mindestens einem nahegelegenen Begleiter.