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Jan-Erik Christian

• Neutron stars are unique laboratories for the investigation of the high density properties of bulk matter. In this work, the astrophysical constraints for a phase transition from hadronic matter to deconfined quark matter are examined thoroughly. A scheme for relating known astrophysical observables such as mass, radius and tidal deformability to the parameter space of such a transition is devised and applied to the set of data currently available. In order to span a wide parameter space, a highly parameterizable relativistic mean field equation in compliance with chiral effective field theory results is used, where the stiffness of the equation of state can be varied via the effective mass at saturation density. The phase transitions are modelled using a Maxwell construction and assumed to be of first order, with a constant speed of sound quark matter model. The resulting equations of state are analyzed and divided into four categories, which can be used to constrain the parameter space that allows phase transition. It is highlighted, that a subset of this parameter space would even be detectable without the need of higher precision measurements. A phase transition at high densities is shown to be particularly promising in this regard. Finally, the groundwork is laid to apply the equation of state used in this work for supernova or merger simulations, by extending it to non-zero temperatures.
• In dieser Arbeit wurde der Einfluss eines Phasenübergangs erster Ordnung auf die beobachtbaren Eigenschaften von Neutronensternen untersucht. Weiterhin wurde die verwendete Zustandsgleichung auf endliche Temperaturen erweitert. Hierbei lag ein besonderer Fokus darauf, unsere Ergebnisse so universell anwendbar wie möglich zu halten, was wir mit einem generischen Ansatz gewährleisten. In Kapitel 3 begannen wir mit der Einführung eines relativistischen Mean Feld (RMF) Ansatzes, den wir zur Beschreibung des hadronischen Teils der Neutronensterne verwenden. Hierbei handelt es sich um eine effektive Zustandsgleichung, bei der die Interaktion der Nukleonen durch Mesonen modelliert wird. Ihr Name kommt daher, dass bei hoher Baryonendichte die Mittelwerte der entsprechenden Felder im Lagrangian verwendet werden können, was die Rechnung erheblich vereinfacht. Weiterhin ist der RMF Ansatz stark parametrisierbar, wodurch eine große Variabilität gewährleistet werden kann und dennoch ein physikalisch motiviertes Modell verwendet wird. Wir nehmen an, dass die Materie in einem Neutronenstern nur aus Neutronen, Protonen, Elektronen und Myonen besteht. Die Zustandsgleichung ist so konstruiert, dass die Kopplungskonstanten durch Kernmaterieeigenschaften vorgegeben werden können, indem einige Parameter innerhalb bestimmter Grenzen gewählt werden.