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Die Broschüre des
John von Neumann-Instituts für Computing gibt es auf Deutsch und
auf Englisch. Sie kann bestellt werden
beim NIC-Sekretariat (nic@fz-juelich.de).
deutsche Broschüre (pdf) | English brochure (pdf)
 Astrophysik
Menschen - und auch unser Planet Erde - bestehen fast ausschließlich aus chemischen
Elementen, die in Explosionen von Sternen freiwerden. Massereiche Sterne und ihre
Explosionen haben alle schweren Elemente ab Kohlenstoff produziert, dazu einen erheblichen
Anteil von Helium. Diese Produktion war in den Frühzeiten des Universums sehr schnell.
Trotzdem ist der einzige Stern, den wir einigermaßen verstehen, die Sonne. Die Sonne
wird niemals explodieren, obwohl sie sicherlich gegen Ende ihres Lebens große Mengen an
Gas ausstoßen und damit die Erde unbewohnbar machen wird. Wir verstehen den
Mechanismus der Explosion sehr massereicher Sterne bis heute nicht.
Sterne und unser Verständnis ihrer Entstehung, ihres Lebens und ihres Todes werden am
besten anhand unserer Kenntnisse über die Sonne geprüft; auch von der Sonne lernen und
testen wir die Mikrophysik, die vielleicht entscheidend für Sternexplosionen ist. Die Sonne
hat die frühe Entwicklung des Studiums ionisierter Gase inspiriert, und die Sonne ist immer
noch unser Testfall für fast alle Versuche, die Physik ionisierter Gase und insbesondere ihr
Verhalten in magnetischen Feldern zu verstehen. Das könnte auf der einen Seite dazu führen,
dass wir lernen, woher im Kosmos eigentlich Magnetfelder kommen, und auf der anderen
Seite, was die Explosionen von Sternen antreibt, und schließlich, was denn die schnellen
Düsenstrahlen anschiebt, die aus der Umgebung von schwarzen Löchern herrühren. Die
meisten heutigen Versuche, diese relativistischen Gasstrahlen zu verstehen, werden aus
unseren Modellen für den magnetischen Sonnenwind abgeleitet. Und schließlich wird
versucht, die Sonne im Labor nachzuahmen, mit Magnetfeldern statt Gravitation als
einschließender Kraft, in der Hoffnung, daraus eine unerschöpfliche Energiequelle für
die Menschheit herzuleiten - nur begrenzt durch die Thermodynamik.
Die Arbeit von Kliem und seiner Gruppe ist ein Beispiel dafür, wie wir von der Sonne und
ihren Magnetfeldern mehr über Magnetfelder im Allgemeinen lernen können.
Sternexplosionen haben die Entwicklung von Planeten wie dem unseren stark beeinflusst;
Gamma-Blitze sind eine spezielle und seltene Art von Sternexplosionen, die man gerade mal
für Sekunden quer durch das ganze Universum sehen kann; und wir haben kaum einen
Schimmer von physikalischem Verständnis, wie diese Gammablitze mit Sternexplosionen
wirklich zusammenhängen. Es gibt kein allgemein akzeptiertes Konzept dafür, warum sehr
massereiche Sterne explodieren; diese Frage ist eine der wichtigsten unbeantworteten Fragen
überhaupt in der Astronomie, Kosmologie und Physik.
Die Arbeit von Janka und seiner Gruppe ist ein Versuch, ein bestimmtes Konzept bis zu Ende
zu rechnen und so zu prüfen, nämlich eine volle 3-D-Behandlung verbunden mit einer klaren
Behandlung der Produktion und des Transports von Neutrinos. Dieser Ansatz ist sehr
plausibel, da wir diese Neutrinos bereits beobachtet haben.
Sterne in großer Zahl ergeben Galaxien wie unsere Milchstraße, und fast alle Galaxien haben
ein sehr massereiches zentrales schwarzes Loch. Die Entstehung und die Entwicklung dieser
schwarzen Löcher geben uns ein großes Rätsel auf. Schwarze Löcher sind die effizientesten
uns bekannten thermodynamischen Maschinen im Kosmos. Schwarze Löcher treiben
relativistische Gasstrahlen vermutlich durch verdrillte Magnetfelder an. Die Wechselwirkung
von dichten Sternsystemen mit schwarzen Löchern, die Entwicklung von doppelten
schwarzen Löchern und die Rotation von schwarzen Löchern sind Schlüsselfragen der
Allgemeinen Relativitätstheorie und der Astrophysik.
Die Arbeit von Spurzem und seiner Gruppe ist ein Beispiel dafür, wie man schwarze Löcher
und dichte Sternsysteme behandelt, um indirekt im Versuch aus Beobachtungen in
kosmischer Zeit mehr zu lernen (d.h. dadurch, dass man tief in die kosmische Vergangenheit
schaut).
Die frühe Entwicklung des Universums, seine ersten Sterne, Galaxien und schwarzen Löcher,
eng verknüpft mit der Strukturbildung - das Universum sieht aus wie ein Spinnengewebe,
oder wie ganz viele Seifenblasen - ist jetzt erforschbar durch die genauen Messungen der
räumlichen Fluktuationen der Strahlung, die vom Urknall noch übrig geblieben ist. Die
heutigen Beobachtungen erlauben uns bereits, die kosmischen Parameter mit hoher
Genauigkeit zu bestimmen, und doch verstehen wir immer weniger von der darunter
versteckten Physik. Dunkle Energie, Dunkle Materie und unsichtbare baryonische Materie
(d.h. Materie wie wir und die Sonne) ergeben fast genau 100 Prozent von allem, was zu
existieren scheint.
Die Arbeit von Gottlöber und seiner Gruppe zu Galaxienhaufen und ihrer Entwicklung
versucht Licht auf diese Fragen zu werfen.
Bei allen diesen Unternehmungen sind Simulationen auf Supercomputern ein Schlüssel zum
Erfolg; die Welt ist heute so kompliziert, dass selbst, wenn das Prinzip einfach ist, die
schlichte Zahl an Teilchen, Sternen oder Phasenraumzellen die Benutzung von
Supercomputern erfordern. Letztendlich wollen wir die Welt um uns herum verstehen und
dieses Wissen zum Wohle der Menschheit nutzen.
(Peter L. Biermann, MPI für Radioastronomie, Bonn, und Fachgruppe für Physik und
Astronomie, Universität Bonn)
Solare Magnetfelder werden im Prozess der Energiespeicherung verschert und verdrillt und
gelangen an einen instabilen Punkt, an dem sie sich in den interplanetaren Raum öffnen, das
von ihnen gehaltene Plasma auswerfen und einen Strahlungsimpuls (Flare) hervorrufen.
Magnetohydrodynamische Simulationen der Kink-Instabilität einer verdrillten
Magnetflussröhre zeigen sehr gute Übereinstimmung mit Beobachtungen und legen diese
Instabilität als Mechanismus der Auslösung solarer Eruptionen nahe.
Die Abbildung zeigt Feldlinien einer verdrillten Flussröhre beim Erreichen der doppelten
Ausgangshöhe im Verlauf der Instabilität in perspektivischer und senkrechter Ansicht. Die
sich hier entwickelnde helikale Verformung wird oft in eruptiven Protuberanzen beobachtet.
Zwei in der Projektion J-förmige Feldlinienbündel durchlaufen eine Stromschicht, die sich
unter der Flussröhre aufbaut. Dort wird der Röntgen-Flare durch erhöhte Dissipation
verursacht. Die beobachtete charakteristische (hier invers) S-förmige Quellform der weichen
Röntgenstrahlung zu Beginn solarer Eruptionen stimmt sehr gut mit den beiden J-förmigen
Strukturen überein.
Die ausbrechende Flussröhre selbst, deren Projektion die entgegengesetzte S-Form annimmt,
wird interessanterweise im Röntgenlicht nicht sichtbar, da sich die Stromdichte in ihr weniger
aufsteilt als in der Stromschicht.
(Bernhard Kliem, Tibor Török, Astrophysikalisches Institut Potsdam)
Supernova-Explosionen gehören zu den energiereichsten Phänomenen im Universum. Sie
beenden das Leben massereicher Sterne und spielen eine entscheidende Rolle im Kreislauf
des Werdens und Vergehens von Sternen, in denen schwere chemische Elemente durch
Kernreaktionen erzeugt werden. Computermodelle sind unverzichtbar zum theoretischen
Verständnis der komplexen Prozesse, die zur Sternexplosion führen und die beobachteten
Eigenschaften von Supernovae erklären.
Die Abbildungen zeigen den Beginn der Explosion rund 0,05, 0,15, 0,45 und 1,0 Sekunden,
nachdem der Kernbereich eines Sterns mit der 15-fachen Masse unserer Sonne zu einem
Neutronenstern von nur 20 km Radius kollabiert ist. Die Blasen umgeben den zentralen (hier
nicht sichtbaren) Neutronenstern und enthalten heißes, aufsteigendes Gas, das die schnelle
Ausbreitung der Explosionswelle antreibt. Das dargestellte Raumgebiet hat eine Ausdehnung
von 400, 500, 3000 und 20000 km. Für die Aufheizung der Gasblasen sind Elementarteilchen
verantwortlich, deren Reaktionen die Explosion in dieser dreidimensionalen Simulation
verursachen.
(Leonhard Scheck, Konstantinos Kifonidis, Hans-Thomas Janka, Max-Planck-Institut für
Astrophysik, Garching)
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In diesen Simulationen wechselwirkt eine große Anzahl von Teilchen (dies sind die Sterne)
nur durch ihre gravitativen Kräfte. Relaxation und Wärmeleitung werden durch den
kumulativen Effekt von Kleinwinkelstreuungen vermittelt und konkurrieren mit externen
Störeffekten, wie zum Beispiel der Gravitationskraft eines sehr massereichen Schwarzen
Loches von einigen Millionen Sonnenmassen, wie es im Zentrum unserer Milchstraße
entdeckt wurde. In diesem Beispiel verfolgen wir einen Sternhaufen, ähnlich einem
Kugelsternhaufen, der in die Nähe des Zentrums der Milchstraße gerät. Er wird durch starke
Tidenkräfte des zentralen Schwarzen Loches verformt und schließlich völlig verzerrt in eine
Konfiguration aus zwei Spiralarmen, in deren Konvergenzpunkt sich das sehr massereiche
Schwarze Loch befindet. Diese Bilder wurden mit Hilfe des speziellen Interfaces der VISIT-
Software des NIC-ZAM für unsere N-Body-Simulationscodes produziert. Die Bilder
enthalten einen Farbcode für die lokale Sternendichte, und kleine Pfeile symbolisieren die
Geschwindigkeiten einzelner Sterne. Um eine bessere Grafikdarstellung zu erreichen, wurden
nicht alle Sterne der Simulation hier aufgetragen. In anderen Modellen untersuchen wir mit
ähnlichen Methoden die Entwicklung von gebundenen Paaren sehr massereicher Schwarzer
Löcher (mit der möglichen Entstehung starker Gravitationswellen bei der Verschmelzung der
beiden Schwarzen Löcher) sowie die Stabilität und Entstehung extrasolarer Planetensysteme.
(Rainer Spurzem, Gabor Kupi, Patrick Glaschke, Christoph Eichhorn, Astronomisches
Rechen-Institut, Heidelberg; Chingis Omarov, Fessenkov Observatory, Almaty Kazakhstan)
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Galaxienhaufen bestehen aus Hunderten oder Tausenden von Galaxien, die über ein Gebiet
von einigen Millionen Lichtjahren Durchmesser verteilt sind. Der Raum zwischen den
Galaxien ist von einem heißen, Röntgenstrahlen emittierenden Gas ausgefüllt. Ein Aspekt
unserer Untersuchungen ist das Verhältnis von beobachtbaren Eigenschaften, wie der
Leuchtkraft oder der Temperatur des Gases, zur Verteilung der dunklen Materie im Haufen.
Wir haben kosmologische Simulationen in einem Würfel von etwa 300 Millionen Lichtjahren
Kantenlänge mit einigen zehn Millionen Teilchen im Gebiet des Galaxienhaufens gerechnet.
Sie haben gezeigt, dass die dunkle Materie auf allen Massenskalen Klumpen bildet, während
das adiabatisch entwickelte Gas viel gleichmäßiger im Haufen verteilt ist. Man kann deutlich
die Gasströme erkennen, die aus den Galaxien herausgerissen werden, die sich mit hoher
Geschwindigkeit im Potential des Galaxienhaufens bewegen. Nur aufgrund der
außergewöhnlich hohen Kraft- und Massenauflösung dieser Simulation kann man die
zahlreichen Details untersuchen, die in diesen Abbildungen zu erkennen sind.
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(Stefan Gottlöber, Astrophysikalisches Institut Potsdam; Gustavo Yepes, Universidad
Autonoma de Madrid; Matthias Hoeft, International University Bremen)
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