Fitxers
Tipus de document
TesiVersió
Versió publicadaData de publicació
Llicència de publicació
Si us plau utilitzeu sempre aquest identificador per citar o enllaçar aquest document: https://hdl.handle.net/2445/231567
Neutron star matter at finite temperature and implications for neutron star mergers
Títol de la revista
Autors
Director/Tutor
Contribució addicional
ISSN de la revista
Títol del volum
Resum
[eng] This PhD thesis investigates the properties of neutron star (NS) matter, with a primary focus on the appearance and effects of hyperons at finite temperature. The work aims to contribute to resolving the "hyperon puzzle" in a two-fold way. On the one hand, in the thesis a theoretical framework necessary to describe hot and dense baryon matter is developed. The relativistic mean field approach is used, as it naturally incorporates relativistic effects, explicitly includes meson degrees of freedom, and can be generalized to finite temperature. The FSU2H∗ equation of state (EoS) is developed, which integrates the experimental data on hyperon potentials in symmetric nuclear matter and ΛΛ bond energy to ensure consistency with nuclear and hypernuclear physics constraints. Furthermore, two extreme parametrizations of the models are constructed so as to cover the uncertainties in the hyperon-meson couplings arising from the scarce experimental data. The two additional parametrizations, FSU2H∗L and FSU2H∗U, represent the EoSs that satisfy the lower and upper limits of these uncertainties, respectively. It is demonstrated that the models are encompassing the uncertainty range in the total hyperonic content and in the EoS itself in the conditions relevant for supernovae, proto-neutron stars (PNSs), and binary neutron star (BNS) mergers. It is shown that the pressure is especially sensitive to the variation of the hyperon-meson couplings, which in the densest part of the stars shows a 10% difference between the different parametrizations. Other thermodynamical quantities like the energy per particle and entropy per particle only show small variations. With the constructed parametrizations, several stellar observables are computed both in cold and hot stars. For cold NS properties, hyperonic uncertainties significantly impact the maximum NS mass (a difference of 0.14 M between FSU2H∗U and FSU2H∗L) and the radius of massive stars (up to 10% difference for a fixed mass). The tidal deformability of very massive cold neutron stars is particularly affected, with predictions differing by a factor of approximately 2.8 at high NS masses due to these uncertainties. For hot NS properties, calculations for stars resembling phases of the PNS evolution demonstrate that higher temperatures at lower densities lead to lower compactness. The influence of hyperonic uncertainties on hot star observables mirrors that for cold stars, with a greater impact observed in later PNS evolution phases due to lower lepton fractions promoting hyperon appearance. On the other hand, the thesis also searches for model-independent signatures of exotic baryonic matter. Inspecting 14 different hyperonic EoSs and 23 nucleonic EoSs, it is demonstrated that the appearance of hyperons induces a characteristic drop in the thermal pressure and, consequently, the thermal index. This behavior is attributed to the redistribution of degeneracy pressure as new, less degenerate heavy baryons are thermally populated. Furthermore, hypernuclear matter generally exhibits a higher specific heat at constant pressure compared to purely nucleonic matter, indicating an enhanced capacity to store thermal energy due to the opening of new degrees of freedom. With an extensive simulation campaign using all EoSs at our disposal, the imprints of hyperons on BNS merger observables and remnant evolution quantities are studied. The main finding is a systematic positive shift (2-4%) in the dominant post-merger GW frequency, which is identified when hyperonic models are compared to reference simulations that assume an ideal nucleonic thermal behavior. This shift is anti-correlated with the average thermal index in matter and is robust across variations in total binary mass and mass asymmetry. The shift, estimated to be between 50 and 150 Hz, is potentially detectable by future gravitational-wave observatories such as the Einstein Telescope or Cosmic Explorer. In addition, the secondary GW peak f2 0, exhibits similar positive shifts, while fspiral remains largely unaffected by the thermal behavior. The numerical robustness of the identified GW shifts is confirmed through comparisons with different numerical schemes and resolution studies. Some non-spectral observables are studied too. Hyperonic models predict larger dynamical mass ejecta (up to a factor of two) compared to purely nucleonic models with similar cold NS properties. The presence of hyperons also leads to a reduction in the threshold mass for prompt black hole collapse by approximately 0.05 M , attributed to the thermal softening of the EoS.
[cat] L’aparició d’hiperons en matèria ultra-densa i calenta com la que es troba a les estrelles de neutrons (NS) és el tema central que s’investiga en aquesta tesi. Abordem el tema des de diferents perspectives. En primer lloc, estudiem un formalisme teòric en el qual els hiperons es poden incloure a nivell de l’equació d’estat (EoS). En segon lloc, estudiem les diferents empremtes que deixen en els observables de les estrelles a partir d’estrelles aïllades i fredes i d’esdeveniments de fusió de sistemes binaris d’estrelles de neutrons (BNS). Desenvolupem una EoS en el marc del camp mitjà relativista, anomenada FSU2H*, que incorpora explícitament els hiperons com a grau de llibertat per descriure la matèria bariònica homogènia en condicions de densitat, fracció de càrrega i temperatura arbitràries. El model es basa en l’anterior esquema FSU2H que es va desenvolupar principalment per descriure la matèria freda d’estrelles de neutrons, tenint en compte les propietats de saturació de la matèria nuclear, les propietats dels nuclis finits, així com les restriccions astrofísiques dels púlsars massius. Els paràmetres del model FSU2H* s’ajusten per tenir en compte els resultats més recents sobre els potencials dels hiperons en matèria nuclear simètrica i l’enllaç ΛΛ en matèria Λ. El model també s’estén a temperatures finites, cosa que permet el càlcul de l’EoS per a matèria densa i calenta amb diverses composicions, cobrint les condicions rellevants per a les explosions de supernoves, les proto-estrelles de neutrons (PNS) i les fusions de BNS. Una part d’aquesta tesi també es dedica a explorar sistemàticament com les incerteses en les dades hipernuclears existents influeixen en l’EoS hiperònica a temperatura finita. Desenvolupem dues parametritzacions addicionals, FSU2H*L i FSU2H*U, que es basen en el nostre model nominal FSU2H*. Aquestes parametritzacions cobreixen de manera efectiva el rang d’incertesa dels potencials dels hiperons, representant els límits inferiors (L) i superiors (U), cosa que condueix a EoS hiperòniques més toves i més rígides, encara consistents amb les dades experimentals extretes dels hipernuclis disponibles. Mostrem explícitament que la variació del model es propaga a una incertesa de les nostres prediccions tant en la composició de la matèria com en la mateixa EoS. La predicció de la pressió en matèria ultra-densa es veu particularment afectada, mentre que l’entropia per partícula i l’energia per partícula mostren menys sensibilitat a les variacions dels potencials dels hiperons dins de la matèria. Es presta una atenció especial a la matèria de NS en equilibri beta sense neutrins, ja que aquest escenari és important per a la comprensió de les estrelles aïllades evolucionades i imita de prop les fases finals de l’evolució de les PNS. Inspeccionem el comportament tèrmic de l’EoS amb el nostre model nominal, a través de l’índex tèrmic. Les nostres troballes mostren que, si bé les variacions de l’índex tèrmic amb la temperatura i la densitat són suaus per a la matèria purament nucleònica, aquest no és el cas per a la matèria hipernuclear. L’aparició d’hiperons indueix una caiguda de l’índex tèrmic que és més forta a temperatures més baixes T < 20 MeV i fins i tot pot conduir a valors negatius. A temperatures més altes, aquesta caiguda esdevé més suau, però s’estén sobre un rang més ampli en l’espai de densitat. Aquests resultats poden tenir implicacions significatives per a les simulacions relativistes de supernoves i fusions d’estrelles de neutrons, que convencionalment es basen en una EoS freda complementada amb un comportament tèrmic que assumeix un valor constant de l’índex tèrmic (sovint anomenat la llei Γ). El nostre treball demostra que aquesta aproximació de valor constant és inadequada per reproduir amb precisió els veritables efectes tèrmics, especialment quan els hiperons esdevenen abundants en les condicions de matèria calenta i densa que es troben en aquests esdeveniments astrofísics. Per fer que els nostres resultats siguin pràcticament útils, també hem proporcionat una parametrització simple de l’índex tèrmic que es pot utilitzar en simulacions relativistes. També investiguem com la incertesa en les interaccions dels hiperons es tradueix en les propietats globals predites de les estrelles, tant a temperatura zero com a temperatura finita. Es realitzen càlculs per a la relació massa-radi de les estrelles, la seva deformabilitat de marea i el moment d’inèrcia. Per als càlculs a temperatura zero en equilibri beta, comparem els resultats obtinguts amb les restriccions que tenim de les mesures astrofísiques. Mostrem que les incerteses hiperòniques van influeixen en la massa màxima de NS freda que l’EoS pot predir, amb 0.14M de diferència entre la predicció de la nostra parametrització més rígida FSU2H*U i la parametrització més tova FSU2H*L. A més, per a la majoria d’estrelles massives, la diferència del radi predit per a una estrella amb massa fixa pot arribar fins al 10%. No obstant això, l’impacte de les incerteses en els radis corresponents de les estrelles de massa màxima és negligible, ja que no supera els 0.2 km. Vam obtenir resultats similars per a la deformabilitat de marea i també per al moment d’inèrcia. La deformabilitat de marea a altes masses de NS es veu especialment afectada per les incerteses, ja que les prediccions poden ser diferents per un factor de ≈ 2.8. Els càlculs a temperatura finita es realitzen utilitzant perfils de temperatura i leptons per a les estrelles motivats per les condicions presents en l’evolució de les PNS tant en la seva evolució primerenca (al voltant d’1 s després de l’explosió de l’estrella) com en la seva fase tardana d’evolució (desenes de segons després de l’explosió de l’estrella). Trobem que les estrelles durant la seva evolució primerenca tenen una compacitat inferior, i connectem aquest fet amb la rigidesa de la EoS de baixa densitat en matèria calenta. La influència de la incertesa hiperònica en els observables ’es anàloga a la de temperatura zero. No obstant això, a causa de la major fracció de leptons en la fase primerenca, l’aparició d’hiperons es veu obstaculitzada en aquesta evolució, cosa que condueix a un nombre quántic d’estranyesa acumulat inferior per a aquests casos, en comparació amb els casos en què es considera que la matèria està en equilibri β − sense neutrins. En conseqüència, l’impacte de les incerteses és més gran en els observables calculats per a les estrelles en les seves fases d’evolució tardana. La segona part de la tesi es dedica a una anàlisi que va més enllà d’una única descripció del model de la matèria. Utilitzant 14 EoS hiperòniques diferents, inspeccionem les seves propietats a temperatura finita. Confirmem que la caiguda de la pressió tèrmica quan els hiperons apareixen en la matèria és present independentment del model o del marc utilitzat. Ho connectem amb l’aparició d’hiperons tèrmics en la matèria. A més, mostrem que la matèria hipernuclear en general mostra una capacitat calorífica més alta que la matèria nuclear ordinària. Els resultats van motivar una extensa campanya de simulació que es va realitzar amb les esmentades EoS hiperòniques i també amb 23 EoS purament nucleòniques. L’objectiu de la campanya era identificar correctament possibles empremtes hiperòniques en els observables de la fusió de BNS i discutir el seu efecte en l’evolució de diferents quantitats. Al mateix temps, la campanya de simulació ens va permetre estudiar com els diferents comportaments tèrmics afecten el resultat de les simulacions. Dels resultats obtinguts, observem un augment petit (al voltant de pocs per cent) però sistemàtic de la freqüència dominant d’ona gravitatòria (GW) post-fusió quan els hiperons tèrmics estan presents en la matèria romanent respecte als casos en què no hi són presents. El desplaçament de la freqüència anti-correlaciona amb l’índex tèrmic de la matèria, cosa que confirma el fet que el reblaniment de l’EoS de temperatura finita induït pels hiperons tèrmics desencadena aquest fenomen. Corroborem que l’augment característic no depèn de les condicions inicials de les nostres simulacions; l’efecte és present en les nostres simulacions nominals (binàries simètriques amb una massa total de 2.8M⊙), en les nostres simulacions binàries asimètriques mantenint la mateixa massa total de 2.8M⊙ però amb una asimetria entre les masses de les estrelles de M1/M2 = 0.8 i en les nostres simulacions simètriques més massives. També explorem la influència dels hiperons en altres característiques dels espectres de GW. Mostrem explícitament que el pic secundari f2 0 pateix un augment similar quan els hiperons tèrmics estan presents en la matèria, mentre que el pic secundari fspiral no es veu afectat per l’aparició d’hiperons. Relacionem el diferent comportament qualitatiu de les dues característiques amb els diferents mecanismes en què es produeixen. També estudiem la temperatura mitjana en els romanents. La capacitat calorífica específica més alta de la matèria hipernuclear indueix temperatures més baixes en els romanents en comparació amb els casos en què només hi havia matèria nuclear. També es mostren els resultats per a la massa ejectada dinàmica i la massa llindar per al col·lapse a forat negre immediat. En considerar models hiperònics, la massa ejectada dinàmica durant les fusions sembla ser més gran que en les EoS nucleòniques, per a casos en què ambdós produeixen propietats de NS fredes similars. A més, les EoS hiperòniques condueixen a una massa llindar inferior per a la formació immediata de forat negre (aproximadament 0.05M ) en comparació amb les seves contraparts nucleòniques, assumint els mateixos paràmetres estel·lars de NS freda.
[cat] L’aparició d’hiperons en matèria ultra-densa i calenta com la que es troba a les estrelles de neutrons (NS) és el tema central que s’investiga en aquesta tesi. Abordem el tema des de diferents perspectives. En primer lloc, estudiem un formalisme teòric en el qual els hiperons es poden incloure a nivell de l’equació d’estat (EoS). En segon lloc, estudiem les diferents empremtes que deixen en els observables de les estrelles a partir d’estrelles aïllades i fredes i d’esdeveniments de fusió de sistemes binaris d’estrelles de neutrons (BNS). Desenvolupem una EoS en el marc del camp mitjà relativista, anomenada FSU2H*, que incorpora explícitament els hiperons com a grau de llibertat per descriure la matèria bariònica homogènia en condicions de densitat, fracció de càrrega i temperatura arbitràries. El model es basa en l’anterior esquema FSU2H que es va desenvolupar principalment per descriure la matèria freda d’estrelles de neutrons, tenint en compte les propietats de saturació de la matèria nuclear, les propietats dels nuclis finits, així com les restriccions astrofísiques dels púlsars massius. Els paràmetres del model FSU2H* s’ajusten per tenir en compte els resultats més recents sobre els potencials dels hiperons en matèria nuclear simètrica i l’enllaç ΛΛ en matèria Λ. El model també s’estén a temperatures finites, cosa que permet el càlcul de l’EoS per a matèria densa i calenta amb diverses composicions, cobrint les condicions rellevants per a les explosions de supernoves, les proto-estrelles de neutrons (PNS) i les fusions de BNS. Una part d’aquesta tesi també es dedica a explorar sistemàticament com les incerteses en les dades hipernuclears existents influeixen en l’EoS hiperònica a temperatura finita. Desenvolupem dues parametritzacions addicionals, FSU2H*L i FSU2H*U, que es basen en el nostre model nominal FSU2H*. Aquestes parametritzacions cobreixen de manera efectiva el rang d’incertesa dels potencials dels hiperons, representant els límits inferiors (L) i superiors (U), cosa que condueix a EoS hiperòniques més toves i més rígides, encara consistents amb les dades experimentals extretes dels hipernuclis disponibles. Mostrem explícitament que la variació del model es propaga a una incertesa de les nostres prediccions tant en la composició de la matèria com en la mateixa EoS. La predicció de la pressió en matèria ultra-densa es veu particularment afectada, mentre que l’entropia per partícula i l’energia per partícula mostren menys sensibilitat a les variacions dels potencials dels hiperons dins de la matèria. Es presta una atenció especial a la matèria de NS en equilibri beta sense neutrins, ja que aquest escenari és important per a la comprensió de les estrelles aïllades evolucionades i imita de prop les fases finals de l’evolució de les PNS. Inspeccionem el comportament tèrmic de l’EoS amb el nostre model nominal, a través de l’índex tèrmic. Les nostres troballes mostren que, si bé les variacions de l’índex tèrmic amb la temperatura i la densitat són suaus per a la matèria purament nucleònica, aquest no és el cas per a la matèria hipernuclear. L’aparició d’hiperons indueix una caiguda de l’índex tèrmic que és més forta a temperatures més baixes T < 20 MeV i fins i tot pot conduir a valors negatius. A temperatures més altes, aquesta caiguda esdevé més suau, però s’estén sobre un rang més ampli en l’espai de densitat. Aquests resultats poden tenir implicacions significatives per a les simulacions relativistes de supernoves i fusions d’estrelles de neutrons, que convencionalment es basen en una EoS freda complementada amb un comportament tèrmic que assumeix un valor constant de l’índex tèrmic (sovint anomenat la llei Γ). El nostre treball demostra que aquesta aproximació de valor constant és inadequada per reproduir amb precisió els veritables efectes tèrmics, especialment quan els hiperons esdevenen abundants en les condicions de matèria calenta i densa que es troben en aquests esdeveniments astrofísics. Per fer que els nostres resultats siguin pràcticament útils, també hem proporcionat una parametrització simple de l’índex tèrmic que es pot utilitzar en simulacions relativistes. També investiguem com la incertesa en les interaccions dels hiperons es tradueix en les propietats globals predites de les estrelles, tant a temperatura zero com a temperatura finita. Es realitzen càlculs per a la relació massa-radi de les estrelles, la seva deformabilitat de marea i el moment d’inèrcia. Per als càlculs a temperatura zero en equilibri beta, comparem els resultats obtinguts amb les restriccions que tenim de les mesures astrofísiques. Mostrem que les incerteses hiperòniques van influeixen en la massa màxima de NS freda que l’EoS pot predir, amb 0.14M de diferència entre la predicció de la nostra parametrització més rígida FSU2H*U i la parametrització més tova FSU2H*L. A més, per a la majoria d’estrelles massives, la diferència del radi predit per a una estrella amb massa fixa pot arribar fins al 10%. No obstant això, l’impacte de les incerteses en els radis corresponents de les estrelles de massa màxima és negligible, ja que no supera els 0.2 km. Vam obtenir resultats similars per a la deformabilitat de marea i també per al moment d’inèrcia. La deformabilitat de marea a altes masses de NS es veu especialment afectada per les incerteses, ja que les prediccions poden ser diferents per un factor de ≈ 2.8. Els càlculs a temperatura finita es realitzen utilitzant perfils de temperatura i leptons per a les estrelles motivats per les condicions presents en l’evolució de les PNS tant en la seva evolució primerenca (al voltant d’1 s després de l’explosió de l’estrella) com en la seva fase tardana d’evolució (desenes de segons després de l’explosió de l’estrella). Trobem que les estrelles durant la seva evolució primerenca tenen una compacitat inferior, i connectem aquest fet amb la rigidesa de la EoS de baixa densitat en matèria calenta. La influència de la incertesa hiperònica en els observables ’es anàloga a la de temperatura zero. No obstant això, a causa de la major fracció de leptons en la fase primerenca, l’aparició d’hiperons es veu obstaculitzada en aquesta evolució, cosa que condueix a un nombre quántic d’estranyesa acumulat inferior per a aquests casos, en comparació amb els casos en què es considera que la matèria està en equilibri β − sense neutrins. En conseqüència, l’impacte de les incerteses és més gran en els observables calculats per a les estrelles en les seves fases d’evolució tardana. La segona part de la tesi es dedica a una anàlisi que va més enllà d’una única descripció del model de la matèria. Utilitzant 14 EoS hiperòniques diferents, inspeccionem les seves propietats a temperatura finita. Confirmem que la caiguda de la pressió tèrmica quan els hiperons apareixen en la matèria és present independentment del model o del marc utilitzat. Ho connectem amb l’aparició d’hiperons tèrmics en la matèria. A més, mostrem que la matèria hipernuclear en general mostra una capacitat calorífica més alta que la matèria nuclear ordinària. Els resultats van motivar una extensa campanya de simulació que es va realitzar amb les esmentades EoS hiperòniques i també amb 23 EoS purament nucleòniques. L’objectiu de la campanya era identificar correctament possibles empremtes hiperòniques en els observables de la fusió de BNS i discutir el seu efecte en l’evolució de diferents quantitats. Al mateix temps, la campanya de simulació ens va permetre estudiar com els diferents comportaments tèrmics afecten el resultat de les simulacions. Dels resultats obtinguts, observem un augment petit (al voltant de pocs per cent) però sistemàtic de la freqüència dominant d’ona gravitatòria (GW) post-fusió quan els hiperons tèrmics estan presents en la matèria romanent respecte als casos en què no hi són presents. El desplaçament de la freqüència anti-correlaciona amb l’índex tèrmic de la matèria, cosa que confirma el fet que el reblaniment de l’EoS de temperatura finita induït pels hiperons tèrmics desencadena aquest fenomen. Corroborem que l’augment característic no depèn de les condicions inicials de les nostres simulacions; l’efecte és present en les nostres simulacions nominals (binàries simètriques amb una massa total de 2.8M⊙), en les nostres simulacions binàries asimètriques mantenint la mateixa massa total de 2.8M⊙ però amb una asimetria entre les masses de les estrelles de M1/M2 = 0.8 i en les nostres simulacions simètriques més massives. També explorem la influència dels hiperons en altres característiques dels espectres de GW. Mostrem explícitament que el pic secundari f2 0 pateix un augment similar quan els hiperons tèrmics estan presents en la matèria, mentre que el pic secundari fspiral no es veu afectat per l’aparició d’hiperons. Relacionem el diferent comportament qualitatiu de les dues característiques amb els diferents mecanismes en què es produeixen. També estudiem la temperatura mitjana en els romanents. La capacitat calorífica específica més alta de la matèria hipernuclear indueix temperatures més baixes en els romanents en comparació amb els casos en què només hi havia matèria nuclear. També es mostren els resultats per a la massa ejectada dinàmica i la massa llindar per al col·lapse a forat negre immediat. En considerar models hiperònics, la massa ejectada dinàmica durant les fusions sembla ser més gran que en les EoS nucleòniques, per a casos en què ambdós produeixen propietats de NS fredes similars. A més, les EoS hiperòniques condueixen a una massa llindar inferior per a la formació immediata de forat negre (aproximadament 0.05M ) en comparació amb les seves contraparts nucleòniques, assumint els mateixos paràmetres estel·lars de NS freda.
Recurs relacionat
Matèries (anglès)
Citació
Col·leccions
Citació
KOCHANKOVSKI, Hristijan. Neutron star matter at finite temperature and implications for neutron star mergers. [consulted: 2 of October of 2026]. Available at: https://hdl.handle.net/2445/231567