Bilder

Auf den folgenden Seiten sind einige der berechneten Bilder abgedruckt. Die in den Bildunterschriften aufgeführten physikalischen Größen sind in geometrischen Einheiten dimensionslos angegeben. Nimmt man als Längeneinheit z.B. 2km, so erhält man Größenordnungen, die bei einem typischen Neutronenstern vorkommen. Der Masse 1 entsprechen dann ca. 1.5 Sonnenmassen. Die Zeiteinheit wäre 6.6ms.

Die Bilder Abb. A.1 - A.7 zeigen verschiedene Objekte in der Schwarzschildmetrik. Hier soll der Einfluß der gravitativen Lichtablenkung auf das ,,Aussehen`` dieser Objekte deutlich gemacht werden.

In Abb. A.8 ist ein Neutronenstern mit zwei Akkretionssäulen dargestellt. Die Säulen bestehen aus einem leuchtenden Gas, das mit großer Geschwindigkeit (bis zu 0,7c) auf den Stern fällt. Die verschiedenen Färbungen der beiden Säulen werden durch den relativistischen Dopplereffekt verursacht. Die hintere Säule ist aufgrund der gravitativen Lichtablenkung auf beiden Seiten des Sterns zu sehen.

Viele Neutronensterne rotieren sehr schnell. Die Zentrifugalkraft verursacht eine Abplattung des Sterns. Außerdem ändert sich die Metrik in seiner Umgebung. Die Photonen werden etwas ,,mitgeführt``. In Abb. A.9 ist ein solcher Stern dargestellt.

Die letzten beiden Bildsequenzen zeigen das Entstehen eines Schwarzen Loches, einen Gravitationskollaps. Für einen entfernten Beobachter ist ein solcher Kollaps in Abb. A.10, für einen mitfallenden Beobachter in Abb. A.11 dargestellt. Interessant ist, daß der Kollaps für jeden der beiden Beobachter qualitativ verschieden abläuft. Der entfernte Beobachter sieht, wie die Sternoberfläche nach innen fällt, sich dem Schwarzschildradius immer weiter nähert, ihn aber nie überschreitet. Der mitfallende Beobachter fällt hinter der Sternoberfläche durch den Schwarschildradius hindurch (Abb. A.11h), ohne etwas davon zu bemerken.

**Abbildung 1:** Neutronenstern mit Radius 4 und variabler Masse
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...scap{f: $M = 1.78$, $r/r_s = 9/8$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 2:** Umlauf eines masselosen Begleitsterns um einen Neutronenstern. Masse des Neutronensterns: 0, Radius des Neutronensterns: 4, Radius des Begleitsterns: 8, Bahnradius: 20
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...50^\circ$} & \scap{f: $180^\circ$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 3:** Umlauf eines masselosen Begleitsterns um einen Neutronenstern. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, Radius des Begleitsterns: 8, Bahnradius: 20
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...50^\circ$} & \scap{f: $180^\circ$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 4:** Im Zentrum eines Rings (innerer Radius 8, üßerer Radius 12, Dicke 1) bildet sich ein Schwarzes Loch mit wachsender Masse
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...ap{e: $M=0.8$} & \scap{f: $M=1.0$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 5:** Ring um Schwarzes Loch () in verschiedenen Stellungen
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...$60^\circ$} & \scap{f: $90^\circ$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 6:** Neutronenstern () mit einer Akkretionssäule.
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...20^\circ$} & \scap{f: $150^\circ$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 7:** Neutronenstern () mit einer Akkretionssäule.
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...20^\circ$} & \scap{f: $150^\circ$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 8:** Neutronenstern mit zwei aus frei fallendem selbstleuchtendem Gas bestehenden Akkretionssäulen.
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =\textwidth \begin{tabular}{@{}c@{}} \... ...it.ps}\\ %% Farb-Druck ist zu schlecht \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 9:** rotierender Neutronenstern
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =\textwidth \begin{tabular}{@{}c@{}} \epsffile{rn2_4.ps}\\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 10:** Gravitationskollaps eines Neutronensterns mit der Masse von einem entfernten Beobachter gesehen.
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ...: $\tau=40$} & \scap{f: $\tau=50$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

**Abbildung 11:** Gravitationskollaps eines Neutronensterns mit der Masse von einem mitfallenden Beobachter gesehen. Zu Beginn des Kollapses hat der Neutronenstern einen Radius von , der Beobachter sitzt bei . Die Sternoberfläche und der Beobachter beginnen zur Beobachter-Eigenzeit $\tau=0$ frei zum Sternzentrum hin zu fallen. Die angegebene -Koordinate ist die des Beobachters.
$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular}{\text... ... & \scap{f: $\tau=13.36$, $r=3.0$} \\ \end{tabular} \end{center} \end{figure}$

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.48\textwidth \begin{tabular*}{\text... ... & \scap{l: $\tau=16.32$, $r=0.04$} \\ \end{tabular*} \end{center}\end{figure}$