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).

Vorwort	Super- computing	Astro- physik	Elementar- teilchen	Viel- teilchen	Polymere	Chemie	Umwelt	Sonstige Gebiete

    Astrophysik

Begleittext "Astrophysik"	Peter L. Biermann, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn
Planetenentstehung	Hubert Klahr, Thomas Henning, Astrophysikalisches Institut, und Wilhelm Kley, Theoretisch-Physikalisches Institut, Universität Jena
Strahlungshydrodynamische Simulation zur Entwicklung von protostellaren Scheiben	Sabine Richling, Harold W. Yorke, Astronomisches Institut, Universität Würzburg
Modellierung eines molekularen Jets	Roland Völker, Michael D. Smith, Harold W. Yorke, Astronomisches Institut, Universität Würzburg
Modelle von Kugelsternhaufen	Marc Hemsendorf, Rainer Spurzem, Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg
Chemo-dynamische Wechselwirkung von Zwerg-Galaxien	Andreas Rieschick, Gerhard Hensler, Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Universität Kiel

Begleittext "Astrophysik"

Woher wir kommen, wohin wir gehen auf der Erde, im Sonnensystem, in unserer Milchstraße und in unserem Weltall wird beschrieben von den physikalischen Gesetzen. Das Universum produziert höhere Energien, extremere Dichten, und hat größere Räume und längere Zeiten als jedes irdische Experiment.

Planeten wie die Erde entstehen aus einer gasförmigen Scheibe um einen jungen Stern; da sich das Material in einer solchen Scheibe langsam auf den zentralen Stern hinbewegt, nennt man sie Akkretionsscheibe. Wenn in der räumlichen Nachbarschaft heiße Sterne auftreten, dann können sie durch ihre Strahlung diese Scheibe wieder zerstören, und so ein Wachstum von planetenartigen Körpern abbrechen. Diese Scheiben mit Sternen haben in vielen, vielleicht allen Fällen auch einen Gasstrahl, der aus dem Innengebiet der Scheibe ganz nahe am Stern senkrecht nach außen fliegt. Eine solche Scheibe-Strahl-Kombination findet man auch in größeren Systemen wieder bis hin zu den relativistischen Strömungen in den Gasstrahlen, die von massereichen schwarzen Löchern ausgehen.

Sterne entstehen häufig in Gruppen, und können dichte Haufen bilden, die Kugelsternhaufen. In unserer Milchstraße sind die Kugelsternhaufen Zeugen der Anfangsphasen aller Sternbildung bei der Entstehung unserer Galaxie. Die Entwicklung von engen Sternhaufen ist auch ein Paradigma für das Verhalten der Sternhaufen um massereiche schwarze Löcher wie in Quasaren, den leuchtkräftigsten Erscheinungen im Universum, die wir kennen, die ihre Energie aus dem Einsturz von Materie in das tiefe Gravitationsfeld um schwarze Löcher beziehen.

Wie aber Galaxien wie unsere Milchstraße entstehen, läßt sich am besten verstehen anhand kleiner Systeme. Alle chemischen Elemente ab Kohlenstoff kommen aus dem Innern massereicher Sterne. Die meisten solcher Sterne explodierten während der Frühphasen unserer Milchstraße. Diese Sterne fliegen dabei mit gewaltiger Energie auseinander (dann Supernova genannt), und geben uns so den Sauerstoff zum Atmen, das Silizium für unsere Computer, und das Eisen für unsere Brücken, Autos und Eisenbahnen.

Was aber "Die Welt im Innersten zusammenhält" (Goethe, Faust), findet man am besten heraus in Teilchenkollisionen der höchsten Energien (wie in CERN, Fermilab, Stanford zum Beispiel). Die relativistischen Gasstrahlen aus der Umgebung massereicher schwarzer Löcher sind wohl extreme Teilchenbeschleuniger, die Teilchenenergien erreichen können bis viele Zehnerpotenzen jenseits derer irdischer Beschleuniger. Dies sind für uns Experimente zur Wechselwirkung hochenergetischer Teilchen, sozusagen vom Kosmos für uns bereitgestellt. Aber die extremsten Energien, über die wir nur Vermutungen anstellen können, gibt es bei der Entstehung unseres Universums - und die läßt sich nur in großen Computersimulationen im Detail darstellen.

Unser Weg zum besseren Verständnis der Welt ist immer von der Natur inspiriert, die uns zu neuen Konzepten führt, nach mathematischer Entwicklung Theorie genannt, wie zum Beispiel die "allgemeine Relativitätstheorie".

Aber nur quantitative Voraussagen können im Experiment geprüft werden. Im Kosmos machen wir keine Experimente, wir können aber eine Vielfalt von oft unerwarteten Phänomenen beobachten. Für ein detailliertes, quantitatives und physikalisches Verständnis von der Entstehung unserer Erde bis hin zu den Wechselwirkungen der höchsten beobachteten Teilchenenergien sind große numerische Simulationen häufig der einzige Weg, um neue physikalische Konzepte vollständig zu prüfen.

(Peter L. Biermann, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn)

Planetenentstehung

Untersuchungen zur Physik der Sternentstehung und zu der damit verknüpften Entstehung von Planeten sind ein wesentlicher Bestandteil moderner astrophysikalischer Forschung. Astronomische Beobachtungen führten zur direkten Abbildung von dem Ur-Sonnennebel ähnelnden Gas-Staub-Scheiben, aus denen Planetensysteme entstehen können. Tatsächlich wurde die Existenz solcher extrasolarer Planeten kürzlich nachgewiesen. Das Auflösungsvermögen der Beobachtungen reicht jedoch nicht aus, um einen detaillierten Einblick in die Scheibenphysik zu erhalten. Hier helfen numerische Simulationen weiter. Sie sollen klären, wie Masse nach innen und Drehimpuls nach außen transportiert wird und wie der Entwicklungsweg von mikrometergroßen Teilchen zu Planeten verläuft. Das Ziel der Simulationen besteht in der Berechnung der dynamischen Entwicklung solcher Scheiben. Die Abbildung zeigt das Ergebnis einer solchen Simulation mit einem Gitter aus 64x40x128-Punkten: Konvektive Geschwindigkeit in der Mittelebene einer Akkretionsscheibe für einen radialen Bereich zwischen 4 und 6 Astronomischen Einheiten. Rot eingefärbte Gebiete kennzeichnen aufsteigendes und blau eingefärbte Gebiete fallendes Gas.

(Hubert Klahr, Thomas Henning, Astrophysikalisches Institut, und Wilhelm Kley, Theoretisch-Physikalisches Institut, Universität Jena)

Strahlungshydrodynamische Simulationen zur Entwicklung von protostellaren Scheiben

Junge, massereiche Sterne senden energiereiche Strahlung aus und können die zirkumstellaren Scheiben von masseärmeren Sternen in ihrer Umgebung zerstören. Dieser Prozeß wird mit strahlungshydrodynamischen Simulationen untersucht. Mit einem "numerischen Teleskop" werden aus den Ergebnissen Emissionskarten berechnet, die einen direkten Vergleich mit Beobachtungen ermöglichen. Das Bild zeigt eine solche Emissionskarte im Radiowellenbereich. Man erkennt die helle, der Strahlungsquelle zugewandte Oberseite der Scheibe und die Emission entlang der Schweife. Diese Kopf-Schweif-Struktur ist typisch für die mit dem Hubble-Space-Teleskop entdeckten Objekte im Orion-Nebel.

(Sabine Richling, Harold W. Yorke, Astronomisches Institut, Universität Würzburg)

Modellierung eines molekularen Jets

Die Abbildung zeigt die Emissionskarte von einem 3D-Modell eines molekularen Jets - einer stark kollimierten Materieausströmung eines jungen Sterns. Für die Simulation wurden die zugrundeliegenden hydrodynamischen und chemischen Gleichungen auf einem dreidimensionalen Gitter gelöst. Aus den Modelldaten wurde dann die Emission für eine bestimmte Linie des molekularen Wasserstoffs berechnet. Ein gebündelter Materiestrahl tritt von links in das Integrationsgebiet ein und reagiert mit dem dort vorhandenen Gas. An der Spitze bildet sich eine starke Stoßwelle, in der das Gas aufgeheizt und zum Leuchten angeregt wird. Die Emissionsknoten innerhalb des Jetstrahls werden durch eine periodische Variation der Einschußgeschwindigkeit erzeugt.

(Roland Völker, Michael D. Smith, Harold W. Yorke, Astronomisches Institut, Universität Würzburg)

Modelle von Kugelsternhaufen

Die Graphik zeigt die Projektion der räumlichen Verteilung der Sterne eines Modells für einen Kugelsternhaufen. Je nachdem wie schnell sich die Sterne durch den Haufen bewegen, erhalten sie ihre Farbe. Ein helles Gelb kennzeichnet schnelle Sterne, ein dunkler Rotton langsame. Dynamische Modelle von Kugelsternhaufen kosten aufgrund der Notwendigkeit einer paarweisen Kraftberechnung sehr viel Rechenzeit. In diesem Projekt wird versucht, geeignete Kriterien zu finden, diese Art der Kraftberechnung nur auf eine kleine Zahl von Sternen anzuwenden. Die Kraft auf die übrigen Sterne soll mit einer viel effizienteren Feldmethode bestimmt werden.

(Marc Hemsendorf, Rainer Spurzem, Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg)

Chemo-dynamische Wechselwirkung von Zwerg-Galaxien

Modelliert wird die Entwicklung rotierender massearmer Galaxien (Massen von einer Mrd. Sonnen) ohne (linke Spalte) und mit Einfluß (rechte Spalte) eines Halos von Dunkler Materie, deren Existenz aus kosmologischer Sicht und aus Gründen der Kinematik von Galaxien postuliert wird. Da Galaxien aus Gas unterschiedlicher Temperaturen und eingebetteten Sternen bestehen, die durch Sternentstehung, Sternstrahlung und Sternexplosionen das Gas und damit die Entwicklung einer Galaxie beeinflussen, muß die Modellierung die Dynamik sämtlicher dieser Komponenten und ihre Wechselwirkungsprozesse beinhalten.

Die Abbildungen zeigen die Dichten und die Geschwindigkeiten des kühlen interstellaren Gases (Temperaturen zwischen 100 und 3000 K) beim Kollaps einer Zwerg-Galaxie nach 0.5 Mrd. Jahren (obere Reihe) und nach 2 Mrd. Jahren (untere Reihe). Die Kantenlänge jeder Box beträgt 20000 Lichtjahre. Die Rotationsachse liegt entlang der linken Kante. Die roten Zentralbereiche sind am dichtesten, blau am dünnsten. Die Zentraldichte im rechten Modell (mit Dunkler Materie) liegen um einen Faktor 10 höher als im linken, und der Kollaps findet im rechten Modell schneller statt.

(Andreas Rieschick, Gerhard Hensler, Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Universität Kiel)

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