Adiabatic evolution of hadronic neutron stars

Tief im Kosmos, wo die Gravitation Materie in Zustände presst, die in keinem Labor auf der Erde repliziert werden können, liegen die Neutronensterne. Dies sind die kollabierten Kerne massiver Sterne, die in spektakulären Explosionen gestorben sind und Objekte hinterlassen haben, die so dicht sind, dass ein einziger Teelöffel ihres Materials eine Milliarde Tonnen wiegen würde. Jahrzehntelang haben Wissenschaftler versucht, die Regeln zu verstehen, die diese extreme Materie regeln, indem sie fragten, was passiert, wenn man Protonen und Neutronen so eng zusammendrückt, bis sie auseinanderbrechen oder sich in fremdere Teilchen verwandeln. Die Antwort liegt in der „Zustandsgleichung“, einem Satz physikalischer Regeln, die beschreiben, wie Druck und Dichte innerhalb dieser stellaren Leichen zueinander in Beziehung stehen. Diese Beziehung ist entscheidend, da sie bestimmt, wie schwer ein Neutronenstern werden kann, bevor er zu einem Schwarzen Loch kollabiert, und wie er sich verhält, wenn er rotiert oder wenn er in den feurigen Nachwehen einer stellaren Kollision geboren wird. Das Verständnis dieser Regeln hilft Astronomen, die Signale von Gravitationswellen zu entschlüscode – Krümmungen in der Raumzeit, die durch gewaltsame kosmische Ereignisse verursacht werden – und das Schicksal der zurückgelassenen Objekte zu bestimmen.

Ein Forscherteam hat nun eine neue, detaillierte Karte dieser extremen Materie erstellt, um zu erforschen, wie Neutronensterne im Laufe der Zeit evolvieren, insbesondere in den Momenten nach ihrer gewaltsamen Geburt. Sie konzentrierten sich auf zwei spezifische Szenarien: die Geburt eines Neutronensterns aus einem kollabierenden massereichen Stern und den Überrest, der zurückbleibt, nachdem zwei Neutronensterne zusammengestoßen sind. In beiden Fällen ist das neugeborene Objekt unglaublich heiß, rotiert schnell und ist gefüllt mit eingefangenen Teilchen, den sogenannten Neutrinos, die nicht sofort entweichen können. Die Forscher wollten wissen, wie diese Bedingungen die Struktur des Sterns verändern und ob er überlebt oder als Schwarzes Loch kollabiert, während er abkühlt und seine Rotation verlangsamt. Zu diesem Zweck entwickelten sie ein neues Modell, das das Vorhandensein von Hyperonen berücksichtigt – schwerere Cousins der Protonen und Neutronen, die aus gewöhnlicher Materie bestehen – und wie sich diese Teilchen verhalten, wenn der Stern heiß und rotierend ist.

Das Team nutzte ein hochentwickeltes Computermodell, um das Verhalten der Materie unter diesen extremen Bedingungen zu simulieren. Sie begannen damit, eine Beschreibung des Sterninneren zu erstellen, die nicht nur Protonen und Neutronen beinhaltete, sondern auch die Möglichkeit, dass Hyperonen erscheinen, wenn die Dichte hoch genug wird. Sie schlossen auch die Effekte der Hitze und die Tatsache ein, dass für eine kurze Zeit nach der Geburt eines Sterns Neutrinos darin gefangen sind und nicht entweichen können. Durch das Durchführen ihrer Simulationen konnten sie berechnen, welches maximale Gewicht ein Stern unter verschiedenen Bedingungen tragen kann. Sie fanden heraus, dass die Anwesenheit von Hyperonen die Regeln signifikant verändert. In einem kalten, toten Stern macht das Hinzufügen von Hyperonen die Materie „weicher“, was bedeutet, dass sie leichter komprimierbar ist, was das maximale Gewicht, das der Stern halten kann, bevor er kollabiert, senkt. Doch die Geschichte ändert sich, wenn der Stern heiß und voller eingefangener Neutrinos ist. In dieser spezifischen Umgebung machen die eingefangenen Neutrinos die Materie tatsächlich „steifer“ oder schwerer komprimierbar, was es dem Stern ermöglicht, mehr Gewicht zu tragen, als er könnte, wenn die Neutrinos frei entweichen könnten.

Die Forscher wandten diese Erkenntnisse dann auf den komplexen Lebenszyklus eines Neutronenstern-Überrests an. Sie stellten sich die Evolution des Sterns als eine Serie von Schnappschüssen vor, beginnend mit dem Moment seiner Geburt, in dem er wild und differentiell rotiert – das heißt, der Kern rotiert mit einer anderen Geschwindigkeit als die äußeren Schichten. Im Laufe der Zeit verliert der Stern diese differentielle Rotation und pendelt sich in eine starre Rotation ein, während er gleichzeitig abkühlt und seine eingefangenen Neutrinos verliert. Das Team verfolgte den Pfad des Sterns durch diese Stadien, um zu sehen, ob er stabil bleiben oder kollabieren würde. Sie testeten ihr Modell an realen kosmischen Ereignissen, speziell den Gravitationswellensignalen von zwei berühmten Neutronenstern-Kollisionen, die von Observatorien auf der Erde detektiert wurden. Eines dieser Ereignisse, bekannt als GW170817, beinhaltete zwei Sterne, die verschmolzen und einen Überrest bildeten, der eine Zeit lang existierte, bevor er kollabierte. Das andere, GW190425, beinhaltete ein viel schwereres Paar, das fast augenblicklich kollabierte.

Die Ergebnisse ihrer Simulationen boten eine klare Unterscheidung zwischen den beiden Ausgängen. Für die schwerere Kollision, GW190425, bestätigte das Modell, dass der Überrest einfach zu schwer war, um zu überleben, und unabhängig davon, ob die Materie im Inneren Hyperonen enthielt oder nicht, fast sofort zu einem Schwarzen Loch kollabierte. Für die leichtere Kollision, GW1

etwas korrigiert: ...für die leichtere Kollision, GW170817, machte die Anwesenheit von Hyperonen jedoch einen entscheidenden Unterschied. Wenn der Überrest aus gewöhnlicher Materie bestanden hätte, deuteten die Simulationen darauf hin, dass er eine Zeit lang als rotierender Neutronenstern hätte überleben können, bevor er schließlich kollabierte. Aber wenn der Überrest jedoch Hyperonen enthielt, wäre der Stern viel früher zu einem Schwarzen Loch kollabiert, sobald er seine schnelle, differentielle Rotationsbewegung verloren hatte. Dies deutet darauf hin, dass die interne Zusammensetzung des Sterns als eine Art Timer fungiert, der bestimmt, wie lange ein neugeborener Neutronenstern überleben kann, bevor die Gravitation gewinnt.

Die Studie zeigte auch auf, dass die Art und Weise, wie ein Stern rotiert, eine massive Rolle für sein Überleben spielt. Wenn ein Stern differentiell rotiert, also der Kern viel schneller rotiert als die Oberfläche, kann er eine viel größere Masse tragen als ein Stern, der eine gleichmäßige Rotation aufweist. Die Forscher fanden heraus, dass der Stern, während er langsamer wird und sich in eine gleichmäßige Rotation einpendelt, diesen zusätzlichen Halt verliert. Wenn der Stern zu schwer ist, löst dieser Verlust an Unterstützung den Kollaps aus. Das Team stellte fest, dass der Übergang von einer schnellen, chaotischen Rotation zu einer langsamen, stetigen Rotation erfordert, dass der Stern eine beträchtliche Menge an Drehimpuls abgibt, oft indem er einen Teil seiner Masse abstößt. Wenn der Stern nicht genügend Impuls abgeben kann, kann er sich nicht stabilisieren und kollabiert.

Letztendlich bietet diese Arbeit den Astronomen ein neues Werkzeug, um die Signale zu interpretieren, die sie aus dem Universum empfangen. Durch den Vergleich der beobachteten Eigenschaften von Neutronenstern-Verschmelzungen mit diesen detaillierten Simulationen können Wissenschaftler damit beginnen, abzuleiten, welche Art von Materie im Herzen dieser Sterne existiert. Die Forschung legt nahe, dass, falls Hyperonen vorhanden sind, sie die Überreste von Neutronenstern-Kollisionen viel schneller als bisher angenommen in Schwarze Löcher kollabieren lassen würden. Diese Erkenntnis hilft dabei, die mögliche Natur der dichtesten Materie im Universum einzugrenzen und bringt uns dem Verständnis der fundamentalen Gesetze näher, die die extremsten Umgebungen in Existenz regeln. Die Ergebnisse lösen das Rätsel um das Innere von Neutronensternen nicht vollständig, aber sie bieten ein klareres Bild davon, wie Hitze, Rotation und die Zusammensetzung der Teilchen interagieren, um zu bestimmen, ob ein neugeborener Stern lebt oder stirbt.