Forschung im HLRN-Verbund 2011

173Abbildung 1: Kollision zweier Neutronensterne mit 1.3 und 1.4 Sonnenmassen. Farbkodiert ist die Oberflächentemperaturin Einheiten von MeV, 1 MeV entspricht etwa 10 10 Kelvin.pelsternsystemen wie dem DoppelneutronensternsystemPSR 1913+16, erlaubt die Messung vonzwei relativistischen Effekten die Bestimmung individuellerSternmassen. Die Massen von PSR1913+16 konnten mit unglaublicher Präzision zum 1 = 1.4414 M ⊙ and m 2 = 1.3867 M ⊙ ± 0.0002 M ⊙[1] bestimmt werden (M ⊙ : Masse unserer Sonne).Derartig genau bestimmte Massen bilden wichtigeTestfälle für die Theorie der Materiezustandsgleichungjenseits von Kernmateriedichte. Solche relativistischenDoppelsternsysteme stellen darüberhinaus ’Gravitationslabore’ dar, die längerfristig eineUnterscheidung zwischen der Allgemeinen Relativitätstheorieund alternativen Gravtitationstheorienerlauben könnten.Die Emission von Gravitationswellen treibt einrelativistisches Binärsystem kontinuierlich näherauf einander zu, so dass es letztendlich zu einemVerschmelzen der beiden Neutronensternkomponentenkommt. Bei einer solchen Verschmelzungwerden in Sekundenbruchteilen Gravitationsbindungsenergienvon etwa 10 53 erg frei, mehr Energieals die Sonne seit Bestehen des Universumshätte abstrahlen können. Dieses Verschmelzen erzeugtwahrscheinlich einen sogenannten (kurzen)Gamma-ray Burst [2], eine der leuchtkräftigstenExplosionen im Universum seit dem Urknall.In einem solchen Verschmelzungsprozess wirdaußerdem neutronenreiche Materie ins All geschleudert,wobei wahrscheinlich einige derschwersten Elemente im Universum, sogenannte’R-Prozess’ (für ’rapid neutron capture’) Elemente,synthetisiert werden [3].Die Simulation eines solchen Verschmelzungsprozessesist eine typische Multi-Physik Anwendung:die Materiebewegung wird über (Lagrange)Hydrodynamik-Gleichungen mit Eigengravitationbeschrieben. Darüber hinaus ist es wichtig, denvon der Materie ausgeübten Druck korrekt mittelseiner nuklearen Zustandsgleichung zu berechnen,und weitere physikalische Prozesse wie Kühlungdurch Neutrino-Prozesse und die dynamische Entwicklungvon Magnetfeldern zu berücksichtigen.All diese Physik-Module sind im ProgrammpaketMAGMA [4] implementiert. Die ersten Neutronensternsimulationensind kürzlich am HLRN begonnenworden. Abbildung 1 zeigt einen ’Schnappschuß’einer ersten Simulation der Kollision zweier Neutronensterne.Mehr zum Thema1. J. M. Weisberg, J. H. Taylor, in: Binary RadioPulsars, vol. 328 of Astronomical Society of thePacific Conference Series, 2005.2. Eichler et al., Nature 340 (1989) 126; Rosswoget al., MNRAS 345 (2003) 10773. Lattimer & Schramm, ApJ 192 (1974) L145 ;Freiburghaus et al., ApJ 525 (1999) L1214. Rosswog & Price, MNRAS 379 (2007) 915FörderungDeutsche Forschungsgemeinschaft (DFG)Physik