Atmospheres and synthetic spectra of neutron stars

Neutronensterne stellen ein faszinierendes 'Lebensende' in der Entwicklung massereicher Sterne dar. Diese Arbeit hat es sich zur Aufgabe gesetzt, diese Sterne näher zu untersuchen. Ansatzpunkt ist die Analyse des Lichts, das uns direkt von der Neutronensternoberfläche erreicht. Konkretes Ziel ist es, ein Modell zu schaffen, das alle wichtigen physikalischen Eigenschaften des Plasmas einer Neutronensternatmosphäre beinhaltet. Die Umsetzung dieses Modells auf einem Computer mit dem Ziel der Berechnung synthetischer Neutronensternspektren stellt den zentralen Kern dieser Arbeit dar. Der Vergleich von beobachteten und synthetischen Spektren erlaubt die direkte Bestimmung wichtiger Eigenschaften des jeweiligen Neutronensterns, wie z.B. seiner Effektivtemperatur, seiner Oberflächenschwerebeschleunigung und der chemischen Zusammensetzung an der Oberfläche. Darüber hinaus kann man Schlußfolgerungen auf die thermische und magnetische Entwicklung eines Neutronensterns sowie z.B. die Zustandsgleichung im Sterninneren ziehen. Der theoretische Kern der Arbeit widmet sich der Physik von Neutronensternatmosphären. Begonnen wird mit einer Skizzierung der wichtigsten Gleichungen. Neben den Atomdaten gehört eine Nullfeldatmosphäre zu den Eingangsgrößen für das Modell. Sie stellt die selbstkonsistente Lösung einer Neutronensternatmosphäre ohne Magnetfeld dar. Die selbstkonsistente Lösung mit Magnetfeld ist das Ziel, auf dessen Weg diese Arbeit die erste Etappe darstellt. Für ein klareres Verständnis wird in dieser Arbeit die Gleichung für den polarisierten Strahlungstransport in einer neuen und vielleicht besser verständlichen Notation dargestellt. Im Anschluss daran werden verschiedene Lösungsansätze für diese Differentialgleichung diskutiert und ihr nummerisches Verhalten beschrieben. Die in diesem Teil dargestellten Ausführungen beschreiben ganz allgemein den polarisierten Strahlungstransport in heißen Plasmen mit starken Magnetfeldern.Neutron stars represent the fascinating end of the stellar evolution of massive stars. The aim of this work is to investigate the properties of these stars more closely. The starting point for this investigation is the analysis of the light which reaches us from the surface of the neutron star. More specifically, the purpose of this work is to build a model which explains the most important physical properties of the plasma of the neutron star's atmosphere. At the core of this work lies the computational implementation of this model which calculates synthetic spectra of neutron stars. The comparison of measured and simulated spectra allows to directly determine important characteristics of the neutron star such as its effective temperature, its surface gravity and the chemical composition at its surface. Furthermore, one can draw conclusions about the thermal and magnetic development of a neutron star or the correct equation of state for the neutron/quark matter in the core. The central theoretical part of this work discusses the physics of neutron star atmospheres. We start with an introduction to the most important equations. In addition to the atomic data, the zero-field atmosphere is another important input for the atmosphere model. The zero-field atmosphere is the self-consistent solution of a neutron star atmosphere without a magnetic field. This work takes a first step towards the ultimate goal of finding a self-consistent solution which incorporates the magnetic field. We first introduce a new and improved notation for the polarized radiation transport equation. In the following, different approaches to a solution and their numerical properties for this differential equation are discussed. The results describe the polarized radiation transport in hot plasmas under strong magnetic fields in a general way

The everchanging pulsating white dwarf GD358

We report 323 hours of nearly uninterrupted time series photometric observations of the DBV star GD 358 acquired with the Whole Earth Telescope (WET) during May 23rd to June 8th, 2000. We acquired more than 232 000 independent measurements. We also report on 48 hours of time-series photometric observations in Aug 1996. We detected the non-radial g-modes consistent with degree l = 1 and radial order 8 to 20 and their linear combinations up to 6th order. We also detect, for the first time, a high amplitude l = 2 mode, with a period of 796 s. In the 2000 WET data, the largest amplitude modes are similar to those detected with the WET observations of 1990 and 1994, but the highest combination order previously detected was 4th order. At one point during the 1996 observations, most of the pulsation energy was transferred into the radial order k = 8 mode, which displayed a sinusoidal pulse shape in spite of the large amplitude. The multiplet structure of the individual modes changes from year to year, and during the 2000 observations only the k = 9 mode displays clear normal triplet structure. Even though the pulsation amplitudes change on timescales of days and years, the eigenfrequencies remain essentially the same, showing the stellar structure is not changing on any dynamical timescale