Verschmelzung umkreisender Neutronensterne

Neutronensterne, jeder mit ungefaehr einer Sonnenmasse, aber nur ca. 10km gross, umkreisen sich, kommen sich naeher und verschmelzen letztlich zu einem groesseren Neutronenstern. In der Bildsequenz ist die Materiedichte der Neutronensterne in gruen, die Temperatur der - sehr duennen - Atmosphaere (die innere Energie) ist in rot dargestellt.

In der Natur koennen bei derartigen Prozessen starke Gravitationswellen auftreten, die noch auf der Erde nachweisbar waeren. Ueberschreitet die Dichte bei der Kollision einen kritischen Wert, entsteht ein Schwarzes Loch und beide Neutronensterne verschwinden darin.

Derartige Berechnungen erfordern allgemein relativistische Hydrodynamik. Mehrere Umkreisungs kann man dzt. (1999) jedoch noch nicht allgemein relativistisch rechnen, die hier gezeigte Simulationssequenz wurde im Rahmen der Newtonschen Gravitationstheorie berechnet.

Image credits:
Scientific Simulation: Philip Gressman, Wai-Mo Suen, et. al. (WashU)
Visualization: Werner Benger (AEI, ZIB)
Wir danken dem NCSA fuer die zur Verfuegung gestellten Rechenkapazitaeten.
AEI: Max-Planck-Institut fuer Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut)
ZIB: Konrad-Zuse-Zentrum fuer Informationstechnik
NCSA: National Center for Supercomputing Applications
WashU: Washington University at St. Louis


Simulation: Philip Gressman ( WashU )
See also: neutron star merger grand challenge pages, WU Relativity AEI , WashU
Visualization by: Werner Benger ( AEI , ZIB )
Background: M46, photograph by Bruno Stampfer and Rainer Eisendle, Sternwarte Heiligkreuz