Neues Instrument nutzt Gravitationswellen zur Isotopisierung im Inneren von Neutronensternen

Bildnachweis: Goddard Space Flight Center/CI Lab der NASA

Stellen Sie sich vor, Sie nehmen einen Stern, der doppelt so groß ist wie die Sonne, und zerkleinern ihn auf die Größe Manhattans. Das Ergebnis wird sein Neutronenstern– eines der dichtesten Objekte, die man im Universum finden kann. Tatsächlich übersteigt es die Dichte jeder natürlich vorkommenden Substanz auf der Erde um einen Faktor von mehreren zehn Billionen. Obwohl Neutronensterne an sich faszinierende astrophysikalische Objekte sind, könnten sie aufgrund ihrer extremen Dichte auch als Laboratorien für die Untersuchung grundlegender Fragen der Kernphysik unter Bedingungen dienen, die auf der Erde niemals reproduziert werden können.

Aufgrund dieser seltsamen Bedingungen verstehen Wissenschaftler immer noch nicht genau, woraus Neutronensterne selbst bestehen, die sogenannte „Zustandsgleichung“ (EoS). Dies zu bestimmen, ist das Hauptziel der modernen astrophysikalischen Forschung. Ein neues Puzzleteil, das die Möglichkeiten einschränkt, wurde von zwei Forschern des Institute for Advanced Study (IAS) entdeckt: Caroline Raethel, John N. Bahkal Fellow am College of Natural Sciences; Und Elias Most, Schulmitglied und John A. Radler V[{“ attribute=““>Princeton University. Their paper was published recently in The Astrophysical Journal Letters.

Neutron star merger and the gravity waves it produces. Credit: NASA/Goddard Space Flight Center

Ideally, astrophysicists would like to look inside these exotic objects, but they are too small and distant to be imaged with standard telescopes. Researchers instead rely on indirect properties that they can measure—such as the mass and radius of a neutron star—to calculate the EoS. This is much like how one might use the length of two sides of a right-angled triangle to work out its hypotenuse. However, one issue here is that the radius of a neutron star is very difficult to measure precisely. A promising alternative for future observations is to instead use a quantity called the “peak spectral frequency” (or f₂) in its place.

But how is f₂ measured? Collisions between neutron stars, which are governed by the laws of Einstein’s Theory of Relativity, lead to strong bursts of gravitational wave emission. In 2017, scientists directly measured such emissions for the first time. “At least in principle, the peak spectral frequency can be calculated from the gravitational wave signal emitted by the wobbling remnant of two merged neutron stars,” says Most.

Verdammte Neutronensterne drehen sich in dieser Animation ihrem Untergang entgegen. Gravitationswellen (blasse Bögen) lenken Orbitalenergie ab und bewirken, dass Sterne näher zusammenrücken und verschmelzen. Wenn Sterne kollidieren, wird ein Teil der Trümmer in Ausbrüchen von Partikeln weggeblasen, die sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit bewegen und einen kurzen Ausbruch von Gammastrahlen (lila) erzeugen. Zusätzlich zu den Hyperschalljets, die die Gammastrahlen antreiben, erzeugt die Fusion auch langsamere Trümmer. Akkumulationsgetriebener Abfluss auf dem Fusionsrückstand emittiert schnell verblassendes ultraviolettes (violettes) Licht. Eine dichte Wolke heißer Trümmer, die kurz vor der Kollision von Neutronensternen abgelöst wird, erzeugt sichtbares und infrarotes Licht (blau-weiß bis rot). Die Blendung von ultravioletten, optischen und nahen Infrarotstrahlen wird zusammenfassend als Kilonova bezeichnet. Später, sobald sich die Überreste des auf uns gerichteten Flugzeugs in unsere Sichtlinie ausdehnten, wurden Röntgenstrahlen (blau) sichtbar. Diese Animation stellt Phänomene dar, die bis zu neun Tage nach GW170817 beobachtet wurden. ihm zugeschrieben:[{“ attribute=““>NASA’s Goddard Space Flight Center/CI Lab

It was previously expected that f₂ would be a reasonable proxy for radius, since—until now—researchers believed that a direct, or “quasi-universal,” correspondence existed between them. However, Raithel and Most have demonstrated that this is not always true. They have shown that determining the EoS is not like solving a simple hypotenuse problem. Instead, it is more akin to calculating the longest side of an irregular triangle, where one also needs a third piece of information: the angle between the two shorter sides. For Raithel and Most, this third piece of information is the “slope of the mass-radius relation,” which encodes information about the EoS at higher densities (and thus more extreme conditions) than the radius alone.

This new finding will allow researchers working with the next generation of gravitational wave observatories (the successors of the currently operating LIGO) to better utilize the data obtained following neutron star mergers. According to Raithel, this data could reveal the fundamental constituents of neutron star matter. “Some theoretical predictions suggest that within neutron star cores, phase transitions could be dissolving the neutrons into sub-atomic particles called quarks,” stated Raithel. “This would mean that the stars contain a sea of free quark matter in their interiors. Our work may help tomorrow’s researchers determine whether such phase transitions actually occur.”

Reference: “Characterizing the Breakdown of Quasi-universality in Postmerger Gravitational Waves from Binary Neutron Star Mergers” by Carolyn A. Raithel and Elias R. Most, 13 July 2022, The Astrophysical Journal Letters.
DOI: 10.3847/2041-8213/ac7c75