Neutronenstern-Oszillationen und -Instabilitäten

Neutronenstern-Oszillationen und -Instabilitäten

Neutronenstern-Oszillationen: Instabiler kugelsymmetrischer Stern

Diese Bilder basieren auf einer Computersimulation eines instabilen kugelsymmetrischen Neutronensterns. Im Allgemeinen kann ein Neutronenstern zwei Konfigurationen haben: die stabile, die dem normalen Neutronenstern entspricht, und eine instabile, die einem hochkomprimierten Neutronenstern entspricht. Das Merkmal eines instabilen Gleichgewichts ist, dass die kleinste Störung ausreicht, um das System zu destabilisieren. Der kugelförmige Neutronenstern (visualisiert durch seine Massendichte), der sich in seiner instabilen Konfiguration befindet, wird also destabilisiert und schwingt stark, bis er den stabilen Zustand als normaler Neutronenstern erreicht. Während der Oszillationen werden Stoßwellen in den Raum abgegeben (sichtbar an der rot gefärbten inneren Energie).

Gezeigt ist die vollständige 3D-Struktur der Neutronensterndichte (rho) und der inneren Energie (eps). Während der Neutronenstern selbst mehrmals oszilliert, wird bei jeder dieser Oszillationen eine Schockfront abgestrahlt.

Bildrechte:
T. Font, T. Goodale, Ed Seidel (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik), L. Rezzolla (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, Institut für Theoretische Physik, Frankfurt & SISSA), S. Iyer, M. Miller, W.-M. Suen, M. Tobias (Washington University), N. Stergioulas (Universität Thessaloniki), W. Benger (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik & Zuse-Institut Berlin)

Hinweis: Die Veröffentlichung von Filmen und Bildern bedarf der schriftlichen Einwilligung und erfolgt nur unter Nennung der Rechteinhaber. Bitte kontaktieren Sie aei_zib_images@aei.mpg.de zwecks Einholung der Genehmigung.

Neutronenstern-Oszillationen: Instabilitäten der Bar-Moden

Diese Bilder zeigen die Computersimulation eines sich schnell drehenden Neutronensterns, der durch eine dynamische Instabilität stabförmig verformt wird. Im Gegensatz zu kugelförmigen rotierenden Massen, die kein variierendes Quadrupolmoment haben und daher keine Gravitationswellen aussenden, senden rotierende stabförmige Massenverteilungen Gravitationsstrahlung aus. Diese Strahlung ist umso stärker, je größer die Masse ist oder je schneller sie sich dreht. Ein sich schnell drehender, stabförmig deformierter Neutronenstern ist daher eine starke Quelle von Gravitationswellen.

Bildrechte:
L. Baiotti (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik), B. Giacomazzo (SISSA), L. Rezzolla (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik & Institut für Theoretische Physik, Frankfurt)

Hinweis: Die Veröffentlichung von Filmen und Bildern bedarf der schriftlichen Einwilligung und erfolgt nur unter Nennung der Rechteinhaber. Bitte kontaktieren Sie aei_zib_images@aei.mpg.de zwecks Einholung der Genehmigung.

Instabiler magnetisierter Stern

Momentaufnahmen der Entwicklung der Instabilität in unserem Referenzstern, die Projektionen auf die (x, z)-Ebene (erste drei Felder und (x, y)-Ebene (letzte drei Felder) der Simulation zu den Zeiten t = 1, 3 und 10 ms (von links nach rechts) zeigen. Mit Vektorlinien sind die (globalen) Magnetfeldlinien dargestellt, während die Farben nur die Intensität des toroidalen Magnetfeldes zeigen; außerdem sind die Iso-Dichte-Konturen der Ruhemassendichte nahe der Sternoberfläche dargestellt.

Publikation

1.
R. Ciolfi, S.K. Lander, G.M. Manca, L. Rezzolla
Instability-driven evolution of poloidal magnetic fields in relativistic stars
The Astrophysical Journal Letters, 736:L6, 2011

Bildrechte:
R. Ciolfi, G. M. Manca (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik), S. K. Lander (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik & Universität Southampton), L. Rezzolla (Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik & Institut für Theoretische Physik, Frankfurt)

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