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Thema: Simulationen: Wie groß sind Neutronenstern?

  1. #1

    Standard Simulationen: Wie groß sind Neutronenstern?

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    Neutronensterne zählen zu den dichtesten Objekten im Universum. Ihre genauen Eigenschaften kennen Wissenschaftler allerdings bislang nicht. Durch die Kombination der aktuellen Gravitationswellenbeobachtungen mit speziellen Simulationen ist es Wissenschaftlern nun gelungen, die Größe dieser Sterne genauer einzugrenzen. (5. Dezember 2017)

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  2. #2
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    Varusschlacht
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    Weil mich diese Ergebnisse sehr interessieren, habe ich die abstracts des verlinkten Artikels mal schnell durch den Google-Übersetzer gejagt.

    Zitat Zitat von Preprint bei arXiv.org
    We introduce a new, powerful method to constrain properties of neutron stars (NSs). We show that the total mass of GW170817 provides a reliable constraint on the stellar radius if the merger did not result in a prompt collapse as suggested by the interpretation of associated electromagnetic emission. The radius R_1.6 of nonrotating NSs with a mass of 1.6 M_sun can be constrained to be larger than 10.68_{-0.04}^{+0.15} km, and the radius R_max of the nonrotating maximum mass configuration must be larger than 9.60_{-0.03}^{+0.14} km. We point out that detections of future events will further improve these constraints. Moreover, we show that a future event with a signature of a prompt collapse of the merger remnant will establish even stronger constraints on the NS radius from above and the maximum mass M_max of NSs from above. These constraints are particularly robust because they only require a measurement of the chirp mass and a distinction between prompt and delayed collapse of the merger remnant, which may be inferred from the electromagnetic signal or even from the presence/absence of a ringdown gravitational-wave (GW) signal. This prospect strengthens the case of our novel method of constraining NS properties, which is directly applicable to future GW events with accompanying electromagnetic counterpart observations. We emphasize that this procedure is a new way of constraining NS radii from GW detections independent of existing efforts to infer radius information from the late inspiral phase or postmerger oscillations, and it does not require particularly loud GW events.
    Zitat Zitat von Google-Übersetzer
    Wir führen eine neue, leistungsfähige Methode ein, um Eigenschaften von Neutronensternen (NS) einzuschränken. Wir zeigen, dass die Gesamtmasse von GW170817 eine verlässliche Einschränkung für den Sternradius darstellt, wenn die Fusion nicht zu einem sofortigen Zusammenbruch führt, wie dies durch die Interpretation der zugehörigen elektromagnetischen Emission nahegelegt wird. Der Radius R_1.6 von nicht rotierenden NS mit einer Masse von 1,6 M_sun kann auf größer als 10,68 _ {- 0,04} ^ {+ 0,15} km beschränkt werden, und der Radius R_max der nicht rotierenden Maximalmassenkonfiguration muss größer als 9,60 sein. {-0.03} ^ {+ 0.14} km. Wir weisen darauf hin, dass die Erkennung zukünftiger Ereignisse diese Einschränkungen weiter verbessern wird. Darüber hinaus zeigen wir, dass ein zukünftiges Ereignis mit einer Signatur eines prompten Zusammenbruchs des Mergerrests noch stärkere Einschränkungen für den NS-Radius von oben und die maximale Masse M_max von NS von oben her aufbaut. Diese Einschränkungen sind besonders robust, da sie nur eine Messung der Chirp-Masse und eine Unterscheidung zwischen promptem und verzögertem Kollaps des Merger-Rests erfordern, was aus dem elektromagnetischen Signal oder sogar aus dem Vorhandensein / Fehlen einer Ringdown-Gravitationswelle abgeleitet werden kann ( GW) Signal. Diese Aussicht stärkt den Fall unserer neuartigen Methode zur Einschränkung der NS-Eigenschaften, die direkt auf zukünftige GW-Ereignisse mit begleitenden elektromagnetischen Gegenbeobachtungen anwendbar ist. Wir betonen, dass dieses Verfahren eine neue Methode ist, um NS-Radien unabhängig von bestehenden Versuchen auf GW-Detektionen zu beschränken, um Radiusinformationen aus der späten Inspirations-Phase oder Post-Merger-Oszillationen abzuleiten, und keine besonders lauten GW-Ereignisse erfordert.
    Vielleicht wird dadurch eine Diskussion erleichtert.

    @admin: Wenn dieses Verfahren bedenklich oder unzulässig ist, bitte einschreiten.
    Raum IST, Zeit IST.

  3. #3
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    Danke für die Übersetzung! Es ist doch erstaunlich, wie gut jetzt doch solche Übersetzungsprogramme sind. Es wird doch manches leichter verständlich, wenn man es in Deutsch lesen kann.

    Allerdings steht in dem obigen Bericht:
    Alle Modelle, die zu einem Kollaps der verschmolzenen Neutronensterne führen, können ausgeschlossen werden.
    Das liest sich in dem englischen, wie auch im übersetzten Abstract etwas anders:
    We show that the total mass of GW170817 provides a reliable constraint on the stellar radius if the merger did not result in a prompt collapse as suggested by the interpretation of associated electromagnetic emission.
    Ich verstehe das so, dass man aus der Gesamtmasse von GW170817 einen Radius für den Neutronenstern messen oder errechnen kann, wenn dieser bei der Verschmelzung nicht zu einem SL kollabiert. Das ist auch verständlich, da man bei einem SL keinen Sternradius mehr feststellen kann.

    Erstaunlich ist nur, dass der Radius nach der Verschmelzung kleiner ist (9,6 Km) als der Radius der einzelnen Neutronensterne vor der Verschmelzung (10,7 Km).

    Gruß, Delta3
    Es ist besser, Intelligenz zu haben wenn man sie nicht braucht, als sie zu brauchen, wenn man sie nicht hat

  4. #4
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    Eine Verständnisfrage zu Neutronensterne und ihre Grösse: Je schwerer ein Neutronenstern ist, desto kleiner ist er auch. Oder stimmt das nicht?

    mit freundlichen Grüssen
    pane

  5. #5
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    Das weiß man nicht so genau. Bei weißen Zwergen kann man das noch gut rechnen, weil die ausschließlich vom Entartungsdruck von Elektronen am Leben gehalten werden. Die werden tatsächlich um so kleiner, je schwerer sie sind.
    Bei Neutronensternen ist das komplizierter, weil da die Zustandsgleichung lange nicht so gut bekannt ist. Tendenziell sollten sie auch kleiner werden mit mehr Masse; ich habe aber keine Ahnung, was da der Stand der Forschung ist.

  6. #6
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    Figure 2 in dem Paper gibt da einen Eindruck. Dort hat man die Radius-/Massenabhängigkeit für versch. EoS Modelle. Viele (die meisten?) Modelle zeigen eine rasche Abnahme des Radius mit ansteigender Masse bei den kleinsten Massen, allerdings gefolgt von einem fast konstanten oder sogar wieder ansteigenden Radius im mittleren Massenbereich, um dann wieder allesamt in eine recht steile Abnahme des Radius zu verfallen bis hin zum abrupten Ende der Kurve, die den Kollaps zum SL bezeichnet. Interessant ist dabei, dass der mittlere, also der eher konstante oder sogar ansteigende Bereich den größten Radiusbereich darstellt.

    Nur am Rande: In der figure/caption ist irgendwas schiefgelaufen: Was als „cyan“ bezeichnet wird, ist bei mir „magenta“. „The dashed line“: die horizontalen 2 Linien sind auch dashed.
    Geändert von RPE (07.12.2017 um 11:41 Uhr)

  7. #7
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    Mit der in dem Paper beschriebenen Arbeit will man ja offenbar nicht nur die Größe der Neutronensterne berechnen, sondern die bisher unbekannten Eigenschaften und den Aufbau erforschen. Dabei geht man davon aus, dass bei der Verschmelzung der beiden NS mit jeweils der 1,6-fachen Sonnenmasse (1,6 Mo) kein Kollaps zu einem SL erfolgt ist, da anderenfalls das beobachtete Lichtsignal wesentlich schwächer gewesen sein müsste. Ausserdem beträgt offenbar die resultierende Gesamtmasse nach der Verschmelzung genau 2,74 Mo. Wie man das so genau berechnen kann, wird hier nicht gesagt.

    Aus diesen Ausgangsgrößen kann man durch Anwendung verschiedener Zustandsgleichungen EoS (Equation of State) den Minimalradius der Neutronensterne berechnen, bei dem noch kein Kollaps erfolgt. Für verschiedene EoS ergibt sich dann ein Schwellenwert M-threash für die Gesamtmasse, ab der ein Kollaps erfolgt. Bei kleineren Radien der NS und damit größerer Dichte käme es bei gleicher Masse zu einem Kollaps, während es bei größeren Radien erst bei größeren Massen zum Kollaps kommt. Auf diese Weise kann man die Größe der Neutronensterne und deren Zustandsgleichungen eingrenzen.

    Unklar ist dabei allerdings, warum bei einem Kollaps zu einem SL das 'Lichtsignal' schwächer sein soll. Gibt es darüber irgendwelche Fundstellen? Ist eine Supernova, bei der ein SL entsteht schwächer als eine SN, bei der ein Neutronenstern entsteht?

    Gruß, Delta3

  8. #8
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    Zitat Zitat von DELTA3 Beitrag anzeigen
    Ausserdem beträgt offenbar die resultierende Gesamtmasse nach der Verschmelzung genau 2,74 Mo. Wie man das so genau berechnen kann, wird hier nicht gesagt.
    Die Massen werden aus den LIGO Messungen bestimmt, wie das vom Prinzip her geht, ist doch klar, oder was ist hier deine Frage?


    Zitat Zitat von DELTA3 Beitrag anzeigen
    Unklar ist dabei allerdings, warum bei einem Kollaps zu einem SL das 'Lichtsignal' schwächer sein soll. Gibt es darüber irgendwelche Fundstellen? Ist eine Supernova, bei der ein SL entsteht schwächer als eine SN, bei der ein Neutronenstern entsteht?
    Ich weiss nicht, ob es zielführend ist, einen Vergleich mit einer SN heranzuziehen. Es mag ja auch Ähnlichkeiten geben, aber zu diesem frühen Zeitpunkt (1 Messung) bleibt man besser erstmal bei dem NS merger und seinen Eigenschaften. Wenn du im Paper im Abschnitt “2. Observations“ liest, siehst du auch, dass nicht zwingend davon ausgegangen wird, dass es keinen Kollaps zum SL gegeben haben kann, sondern man die Eigenschaften der Licht-Kurven („light-curve properties“) als eventuellen Hinweis („tentative evidence“) bezeichnet, und man im Folgenden des Papers vom Nicht-Kollaps als Annahme („assumption of no prompt collapse“) ausgeht.

  9. #9
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    Das ist ja klar, dass man das aus den LIGO-Messungen bestimmt, wie auch sonst? Aber das GW-Signal ist so schwach und störungsbehaftet, dass ich mir nicht vorstellen kann, wie man die Masse auf mehrere Dezimalstellen genau berechnen kann.

    Ich weiss nicht, ob es zielführend ist, einen Vergleich mit einer SN heranzuziehen.
    Es ist natürlich eine Definitiosfrage, was man als Supernova bezeichnet. Eine kurzzeitige Lichterscheinung in dieser Stärke würde ich schon als SN einordnen, und was dabei als Überrest zurückbleibt, entspricht wohl auch einer SN.

    Da man in dem Paper bei der Bestimmung der NS-Radien davon ausgeht, dass kein Kollaps zu einem SL stattfand und dies mit der Stärke des Lichtsignals begründet wurde, ging meine Frage nur dahin, ob irgendwelche Quellen bekannt sind, nach denen die Helligkeit einer SN geringer ist, wenn ein SL zurückbleibt, als wenn ein NS zurückbleibt.

    Wenn man einräumt, dass es doch einen Kollaps gegeben haben könnte, wären die Radiusberechnungen vermutlich hinfällig.

    Gruß, Delta3

  10. #10
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    Zitat Zitat von DELTA3 Beitrag anzeigen
    Aber das GW-Signal ist so schwach und störungsbehaftet, dass ich mir nicht vorstellen kann, wie man die Masse auf mehrere Dezimalstellen genau berechnen kann.
    Wenn man das 90% Vertrauensintervall angibt, und dieses Intervall nur eine Breite von 0.05 Mo hat, muss man auch den Wert selbst mit 2 Dezimalstellen angeben. Ein weiterer Grund ist, dass sich auch die Massen, die sich für unterschiedliche Spin-Annahmen ergeben, erst in der 2. Nachkommastelle unterscheiden.

    https://journals.aps.org/prl/abstrac...ett.119.161101

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