Probing the QCD Phase Diagram with Compact Stars

Das Studium des QCD Phasendiagramms mit kompakten Sternen

In this work we study compact stars, i.e. neutron stars, as cosmic laboratories for the nuclear matter. With a mass of around 1 - 3 solar masses and a radius of around 10km, compact stars are very dense and, besides nucl
In this work we study compact stars, i.e. neutron stars, as cosmic laboratories for the nuclear matter. With a mass of around 1 - 3 solar masses and a radius of around 10km, compact stars are very dense and, besides nucleons, can contain exotic matter such as hyperons or quark matter. The KaoS collaboration studied nuclear matter for densities up to 2-3 times saturation density by analysing kaon multiplicities from Au+Au and C+C collisions. The results show that nuclear matter in the corresponding density region is very compressible, with a compressibility of <200MeV. For such soft nuclear equations of state the maximum masses of neutron stars are ca. 1.8 - 1.9 solar masses, whereas the central densities are higher than 5 times nuclear saturation density and therefore point towards a possible phase transition to quark matter. If quark matter would be present in the interior of neutron stars, so-called hybrid stars, it could be produced already during their birth in supernova explosions. To study this we implement a quark matter phase transition in a hadronic equation of state which is used in supernova simulations. Supernova simulations of low and intermediate mass progenitors and two different bag constants show a collapse of the proto neutron star due to the softening of the equations of state in the quark-hadron mixed phase. The stiffening of the equation of state for pure quark matter halts the collapse and leads to the production of a second shock wave. The second shock wave is energetic enough to lead to an explosion of the star and produces a neutrino burst when passing the neutrinospheres. Furthermore, first studies of the longtime cooling of hybrid stars show, that colour superconductivity can significantly influence the cooling behaviour of hybrid stars, if all quarks form Cooper Pairs. For the so-called CSL phase (colour-spin locking) with pairing energies of several MeV, the cooling of the quark phase is suppressed and the hybrid star appears as a pure hadronic star.
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Die vorgelegte Arbeit beschäftigt sich mit kompakten Sternen, bzw. Neutronensternen, als Laboratorien für die Erforschung von Kernmaterie. Mit einer Massen von ca. 1-3 Sonnenmassen und einem Radius von ca. 10km sind komp
Die vorgelegte Arbeit beschäftigt sich mit kompakten Sternen, bzw. Neutronensternen, als Laboratorien für die Erforschung von Kernmaterie. Mit einer Massen von ca. 1-3 Sonnenmassen und einem Radius von ca. 10km sind kompakte Sterne sehr dicht und können neben Nukleonen auch exotische Kompositionen mit Hyperonen oder Quarks enthalten. Die KaoS Kollaboration studierte Kernmaterie für Dichten bis zu 2-3facher Kerndichte, indem sie Multiplizitäten von Kaonen in Au+Au und C+C Kollisionen analysierte. Die Resultate zeigen, dass Kernmaterie im erforschten Dichtebereich sehr kompressibel ist, mit einem Kompressibilitätsmodul von <200MeV. Für solch weiche Zustandsgleichungen finden wir Maximalmassen von Neutronensternen von 1.8-1.9 Sonnenmassen, wobei die Dichte im Zentrum der Sterne 5fache Kerndichte weit übersteigt und damit eventuell auf einen Phasenübergang zu Quarkmaterie hindeutet. Läge Quarkmaterie im Inneren von Neutronensternen, sog. Hybridsternen, vor, so könnte diese schon während deren Geburt in einer Supernova Explosion gebildet worden sein. Um dies zu untersuchen implementieren wir einen Quark-Phasenübergang in eine hadronische Zustandsgleichung, die für Simulationen von Supernovae verwendet wird. Supernova Simulationen mit einer kleinen und mittleren Masse des Vorläufersterns und zwei verschiedenen Bag Konstanten zeigen einen Kollaps des Proto Neutronensterns, hervorgerufen durch die Aufweichung der Zustandsgleichung in der gemischten Phase mit Quarks und Hadronen. Die Versteifung der Zustandsgleichung für pure Quarkmaterie führt wiederum zum Halt des Kollapses und zur Entstehung einer zweiten Stosswelle. Die zweite Stosswelle ist energetisch genug um den Stern zur Explosion zu bringen und erzeugt beim Durchqueren der Neutrinosphähren einen Neutrino-Burst. Weiterhin zeigen erste Studien zum Langzeitkühlen von Hybridsternen, dass Farbsupraleitung das Kühlverhalten von Hybridsternen signifikant beeinträchtigen kann, wenn alle Quarks in Form von Cooperpaaren vorliegen. Für die sogenannte CSL Phase (color-spin locking) mit Paarungsenergies von mehreren MeV ist das Kühlen der Quarkphase so stark unterdrückt, dass ein Hybridstern als ein rein hadronischer Stern erscheinen kann.
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Metadaten
Author:Irina Sagert
URN:urn:nbn:de:hebis:30-80881
Referee:Jürgen Schaffner-Bielich
Document Type:Doctoral Thesis
Language:English
Date of Publication (online):2011/03/02
Year of first Publication:2010
Publishing Institution:Univ.-Bibliothek Frankfurt am Main
Granting Institution:Johann Wolfgang Goethe-Univ.
Date of final exam:2010/10/01
Release Date:2011/03/02
Tag:Neutron Star; Quantum chromodynamics; Quark-gluon-plasma; Supernova; equation of state; nuklear matter; phase diagram
SWD-Keyword:Kernmaterie; Neutronenstern ; Phasendiagramm ; Quantenchromodynamik ; Quark-Gluon-Plasma ; Supernova ; Zustandsgleichung
Note:
Diese Dissertation steht außerhalb der Universitätsbibliothek leider (aus urheberrechtlichen Gründen) nicht im Volltext zur Verfügung, die CD-ROM kann (auch über Fernleihe) bei der UB Frankfurt am Main ausgeliehen werden.
Institutes:Physik
Dewey Decimal Classification:530 Physik
Sammlungen:Universitätspublikationen
Licence (German):License LogoArchivex. zur Lesesaalplatznutzung § 52b UrhG

$Rev: 11761 $