TU Darmstadt / ULB / TUprints

Core-collapse supernovae and the equation of state

Yasin, Hannah (2019):
Core-collapse supernovae and the equation of state.
Darmstadt, Technische Universität, DOI: 10.25534/tuprints-00008840,
[Ph.D. Thesis]

[img]
Preview
Text
Dissertation_hannahyasin_final.pdf
Available under CC-BY-NC-ND 4.0 International - Creative Commons, Attribution Non-commerical, No-derivatives.

Download (24MB) | Preview
Item Type: Ph.D. Thesis
Title: Core-collapse supernovae and the equation of state
Language: English
Abstract:

Core-collapse supernovae (CCSN) mark the end of the life of massive stars and are cosmic laboratories for physics at the extremes. Numerical simulations of these explosions are essential to understanding the complex mechanisms that are involved. All four fundamental interactions have to be taken into account, which requires the combined knowledge of astrophysics, nuclear physics, particle physics, and observations. A key ingredient in simulations is the equation of state (EOS), which determines the contraction behavior of the proto-neutron star (PNS), and thus impacts neutrino energies and explosion dynamics. However, the EOS for hot and dense matter is still not fully understood and CCSN simulations rely on phenomenological EOS models that differ in their underlying theory as well as nuclear physics input. In this thesis, we investigate the impact of uncertainties in the EOS in CCSN simulations. Further, we present an extension of the high-density EOS models to lower densities and temperatures, which enables us to perform long-time simulations of CCSN, following the shock evolution up to several seconds after bounce.

In the first part of this thesis, we present the first systematic study on the effect of different nuclear matter properties of the EOS in CCSN simulations. We investigate the impact of varying the nucleon effective mass, incompressibility, symmetry energy, and nuclear saturation point on the PNS contraction and its implication on the shock evolution. This allows us to examine possible reasons for differences in simulations with commonly used EOS models. We find that the contraction behavior of the PNS is mainly governed by the effective mass, which determines the thermal nucleonic contributions to the EOS. Larger effective masses result in smaller pressures at nuclear densities and a lower thermal index. This modifies the density, and thus the PNS contraction behavior, and consequently the shock propagation. We observe that variations in the symmetry energy impact the electron fraction, entropy, and temperature in the PNS interior. Our results suggest that differences among CCSN EOS mainly originate from their different nuclear matter properties. We verify that our models give reasonable modifications to the mass-radius relation of cold neutron stars and further investigate details of the explosion dynamics. Moreover, our EOS models are tested in different CCSN simulation codes, which yield similar results. Finally, we show that the choice of neutrino treatment impacts the PNS interior.

In the second part, we perform long-time CCSN simulations that follow the shock evolution several seconds after bounce, which requires a large simulation domain. To this end, we present a formalism for a high-density EOS transition to lower densities and temperatures. This formalism is tested for various EOS models and different progenitors in spherical symmetry. Additionally, we verify its functionality in cylindrical symmetry and for several neutrino transport schemes. With the transition, we perform the first long-time CCSN simulations in FLASH for exploding models, following the shock expansion up to five seconds after bounce. Different CCSN scenarios are investigated, varying the rotational profile and the explosion energetics by enhancing the neutrino energy deposition in the neutrino leakage scheme. We find that additional rotation and heating favors neutrino-driven winds, which impacts the diagnostic energy. Our results indicate that rotation decreases the mass accretion and reduces neutrino luminosities, as suggested in previous studies. Moreover, the results are compared to simulations performed with an M1 neutrino transport scheme. This allows us to analyze differences in the electron fraction, which need to be considered for future nucleosynthesis studies.

Alternative Abstract:
Alternative AbstractLanguage
Kernkollaps-Supernovae stellen das Lebensende massereicher Sterne dar und sind kosmische Labore für Physik unter extremen Bedingungen. Numerische Simulationen dieser Explosionen sind essentiell, um die zugrunde liegenden komplexen Mechanismen zu verstehen. Alle vier fundamentalen Wechselwirkungen müssen hierbei berücksichtigt werden, was das gebündelte Wissen der Astrophysik, Kernphysik, Teilchenphysik und Astronomie erfordert. Ein wesentlicher Bestandteil in Simulationen ist die Zustandsgleichung, welche das Kontraktionsverhalten des Protoneutronensterns bestimmt und somit die Neutrinoenergien und die Explosionsdynamik beeinflusst. Die Zustandsgleichung für die extremen Bedingungen in Supernovae ist jedoch noch nicht vollständig erforscht und Simulationen sind auf phänomenologische Zustandsgleichungsmodelle angewiesen, welche sich in ihrer zugrunde liegenden Theorie und in ihren kernphysikalischen Parametern unterscheiden. In dieser Dissertation untersuchen wir die Auswirkungen der Unsicherheiten in der Zustandsgleichung in Supernovasimulationen. Darüber hinaus stellen wir eine Erweiterung der Zustandsgleichungsmodelle hin zu niedrigeren Dichten und Temperaturen vor, die es uns ermöglicht, Langzeitsimulationen durchzuführen und die Ausbreitung der Stoßwelle mehrere Sekunden nach dem Kollaps zu verfolgen. Im ersten Teil dieser Arbeit präsentieren wir die erste systematische Studie über die Wirkungsweise verschiedener Kernmaterieparameter der Zustandsgleichung in Supernovasimulationen. Wir untersuchen den Einfluss der effektiven Masse, der Inkompressibilität, der Symmetrieenergie und des nuklearen Sättigungspunktes auf die Kontraktion des Protoneutronensterns und die damit verbundenen Auswirkungen auf die Ausbreitung der Stoßwelle. Dies erlaubt es uns, mögliche Ursachen für Unterschiede in Simulationen mit häufig verwendeten Zustandsgleichungsmodellen zu ergründen. Wir beobachten, dass das Kontraktionsverhalten des Protoneutronensterns hauptsächlich von der effektiven Masse beeinflusst wird, welche die thermischen Beiträge zur Zustandsgleichung bestimmt. Eine größere effektive Masse führt zu einem geringeren Druck bei Kerndichten und einem niedrigeren thermischen Index. Dadurch wird die Dichte, und somit das Kontraktionsverhalten des Protoneutronensterns, und damit einhergehend die Stoßwellenausbreitung verändert. Weiterhin stellen wir fest, dass Variationen in der Symmetrieenergie den Elektronenanteil, die Entropie und die Temperatur im Inneren des Protoneutronensterns beeinflussen. Unsere Ergebnisse deuten darauf hin, dass Unterschiede zwischen Zustandsgleichungsmodellen hauptsächlich auf ihre verschiedenen Kernmaterieparameter zurückzuführen sind. Wir überprüfen, dass unsere Modelle sinnvolle Änderungen des Massen-Radius-Verhältnisses kalter Neutronensterne liefern und untersuchen außerdem Details der Explosionsdynamik. Darüber hinaus werden unsere Zustandsgleichungsmodelle in verschiedenen Simulationscodes getestet, mit vergleichbaren Ergebnissen. Abschließend zeigen wir, dass die Wahl des Neutrinotransportschemas das Innere des Protoneutronensterns beeinflusst. Im zweiten Teil führen wir Langzeitsimulationen durch, welche die Ausbreitung der Stoßwelle mehrere Sekunden nach dem Kollaps verfolgen, was einen großen Simulationsbereich erfordert. Hierzu stellen wir einen Formalismus für eine Erweiterung unterschiedlicher Zustandsgleichungsmodelle für Kerndichten hin zu niedrigeren Dichten und Temperaturen vor. Dieser Formalismus wird für verschiedene Zustandsgleichungsmodelle und Vorläufersterne in sphärischer Symmetrie getestet. Darüber hinaus überprüfen wir die Funktionalität des Formalismus in zylindrischer Symmetrie und für verschiedene Neutrinotransportschemata. Mithilfe dieser Erweiterung führen wir die ersten Langzeitsimulationen in FLASH bis fünf Sekunden nach dem Kollaps durch. Es werden mehrere Supernovaszenarien untersucht, indem die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns und die Explosionsenergetik variiert wird. Wir beobachten, dass erhöhte Neutrinoenergien und Rotationsgeschwindigkeiten neutrinogetriebene Winde begünstigen, was wiederum die Explosionsenergie beeinflusst. Unsere Ergebnisse deuten darauf hin, dass zusätzliche Rotation die Massenakkretion verringert und die Neutrinoleuchtkräfte reduziert, was auch bereits in früheren Arbeiten gezeigt wurde. Darüber hinaus vergleichen wir unsere Ergebnisse mit Simulationen, die mit einem M1-Neutrinotransportschema durchgeführt wurden. Dies ermöglicht es uns, Unterschiede im Elektronenanteil zu analysieren, die bei zukünftigen Nukleosyntheserechnungen berücksichtigt werden müssen.German
Place of Publication: Darmstadt
Classification DDC: 500 Naturwissenschaften und Mathematik > 530 Physik
Divisions: 05 Department of Physics > Institute of Nuclear Physics > Theoretische Kernphysik
Date Deposited: 16 Dec 2019 14:54
Last Modified: 16 Dec 2019 14:54
DOI: 10.25534/tuprints-00008840
URN: urn:nbn:de:tuda-tuprints-88405
Referees: Arcones Segovia, Prof. Dr. Almudena and Schwenk, Prof. Ph.D Achim
Refereed: 6 February 2019
URI: https://tuprints.ulb.tu-darmstadt.de/id/eprint/8840
Export:
Actions (login required)
View Item View Item