Numerical modeling of the formation and evolution of neutron stars

Abstract

Neutron stars (NSs) are compact remnants of massive stars formed in supernova explosions, with properties intricately linked to the evolution of their progenitors and the characteristics of the explosion. This thesis investigates the structure and evolution of neutron stars, beginning with an overview of stellar astrophysics and the processes leading to compact object formation. Special emphasis is placed on the complex internal structure of neutron stars, particularly the challenges posed by the extreme conditions found within their cores. It then presents three separate research papers in subsequent chapters. Through detailed numerical modeling, the first research paper examines neutron stars formed from the collapse of intermediate-mass stars through electron-capture supernovae (ECSN). Stars with initial masses of 7–11 solar masses that lose their hydrogen envelopes may experience outcomes ranging from ECSN to thermonuclear supernovae, depending on their final core composition and structure. Modeling of stripped, helium stars reveals that cores around 1.35–1.37 solar masses can initiate explosive oxygen burning at relatively low densities, leading to thermonuclear explosions if residual carbon exceeds approximately 0.005 solar masses, while lower carbon content favors ECSN. The study further finds that (C)ONe Type Ia supernovae are more likely at higher metallicities. The second research paper investigates the evolutionary outcomes of massive stars in binary systems, focusing on the impact of incomplete mass stripping on their final fate. In such systems, the donor star may retain a thin hydrogen envelope, significantly influencing its evolution. Through numerical modeling of partially stripped helium stars at solar metallicity, the study demonstrates that a hydrogen mass as small as 0.5 solar masses can sustain hot bottom burning, accelerating evolution and producing oxygen-neon white dwarfs with residual carbon in their cores. Conversely, minimal hydrogen retention leads to explosive oxygen burning. These results highlight how inefficient stripping in intermediate-mass stars can naturally lead to oxygen-neon white dwarfs prone to thermonuclear runaway during later mass transfer, potentially disrupting neutron star formation via accretion-induced collapse. The third research paper explores the formation of twin compact stars through rapid phase transitions in NS cores due to mass accretion in low-mass X-ray binaries (LMXBs). Neutron stars in binary systems can experience episodes of mass accretion from their companion stars. During such mass transfer episodes, the neutron star’s mass—and therefore its central density—gradually increases. As the core density rises, it may reach a threshold where a phase transition from hadronic matter to deconfined quark matter can occur. This phase transition marks a fundamental shift from a purely hadronic composition, which is dominated by neutrons, protons, and electrons, to a more exotic state where quarks are no longer confined within individual nucleons, yielding a quark core. Simulations reveal that phase transitions may occur during the LMXB phase in compact binaries or during spin-down in wider systems, possibly leading to eccentric binary millisecond pulsars (MSPs). If these transitions involve secondary kicks exceeding 20 km/s, they may disrupt the binary, forming isolated MSPs or reconfiguring them to ultra-wide orbits. The thesis concludes with a comprehensive summary of the key findings and insights derived from the research conducted. In this final section, the main conclusions drawn from the study are highlighted, emphasizing their significance in the broader context of the field. Additionally, a discussion is provided reflecting on any limitations of the current study and suggesting areas for further investigation.

Οι αστέρες νετρονίων (NSs) είναι εξαιρετικά συμπαγή κατάλοιπα μαζικών αστέρων που σχηματίζονται κατά τη διάρκεια υπερκαινοφανών εκρήξεων. Οι ιδιότητές τους συνδέονται στενά με την εξέλιξη των προγεννητόρων τους και τα χαρακτηριστικά της έκρηξης που τους δημιουργεί. Η παρούσα διατριβή εστιάζει στη μελέτη της δομής και της εξέλιξης των NSs, ξεκινώντας με μια εισαγωγή στην φυσική των αστέρων και στις διαδικασίες που οδηγούν στον σχηματισμό συμπαγών αστρικών αντικειμένων. Ιδιαίτερη έμφαση δίνεται στην περίπλοκη εσωτερική δομή των NSs καθώς και στις προκλήσεις που παρουσιάζονται λόγω των ακραίων συνθηκών που κυριαρχούν στο εσωτερικό τους. Στη συνέχεια, παρουσιάζονται τρεις ξεχωριστές ερευνητικές μελέτες, οι οποίες αποτελούν τον βασικό κορμό της διατριβής. Η πρώτη μελέτη εξετάζει, μέσω λεπτομερών αριθμητικών μοντέλων, τον σχηματισμό NSs από την κατάρρευση αστέρων ενδιάμεσης μάζας μέσω υπερκαινοφανών εκρήξεων αρπαγής ηλεκτρονίων (ECSN). Αστέρες με αρχική μάζα 7–11 ηλιακών μαζών, οι οποίοι χάνουν τον πλούσιο σε υδρογόνο μανδύα τους, μπορούν να εξελιχθούν σε ECSN ή θερμοπυρηνικές εκρήξεις, ανάλογα με τη σύσταση και τη δομή του πυρήνα τους. Οι προσομοιώσεις αναδεικνύουν ότι πυρήνες με μάζα που προσεγγίζει τις 1,35–1,37 ηλιακές μάζες μπορεί να οδηγηθούν σε εκρηκτική ανάφλεξη του οξυγόνου, σε σχετικά χαμηλές πυκνότητες, καταλήγοντας σε θερμοπυρηνικές εκρήξεις στην περίπτωση που περιέχουν υπολλείματα από άνθρακα σε αφθονία μεγαλύτερη από 0,005 ηλιακές μάζες. Σε διαφορετική περίπτωση, η κατάληξη τους σε ECSN είναι πιθανότερη. Επιπλέον, διαπιστώνεται ότι οι (C)ONe υπερκαινοφανείς τύπου Ia εμφανίζονται συχνότερα σε αστέρες με υψηλότερη μεταλλικότητα. Η δεύτερη μελέτη διερευνά πώς η μερική απώλεια μάζας σε διπλά αστρικά συστήματα επηρεάζει την εξέλιξη των μαζικών αστέρων και την τελική τους κατάσταση. Σε τέτοιες περιπτώσεις, ο αστέρας που χάνει μάζα μπορεί να διατηρήσει ένα λεπτό περίβλημα πλούσιο σε υδρογόνο, που επηρεάζει σημαντικά την εξέλιξή του. Η μοντελοποίηση απογυμνωμένων αστέρων ηλίου δείχνει ότι ακόμη και σχετικά μικρές ποσότητες υδρογόνου (περίπου 0,5 ηλιακές μάζες) μπορούν να ενισχύσουν την καύση που λαμβάνει χώρα στον φλοιό, επιταχύνοντας την εξέλιξη και σχηματίζοντας λευκούς νάνους που αποτελούνται κυρίως από οξυγόνο και νέον, ενώ περιέχουν και υπολείμματα άνθρακα. Αντίθετα, όταν η ποσότητα υδρογόνου είναι ελάχιστη, τότε μία εκρηκτική ανάφλεξη του οξυγόνου είναι πιθανότερη. Η μελέτη αυτή δείχνει ότι η μερική απογύμνωση σε αστέρες ενδιάμεσης μάζας μπορεί να οδηγήσει με φυσικό τρόπο σε λευκούς νάνους που είναι επιρρεπείς σε θερμοπυρηνικές εκρήξεις κατά τη διάρκεια μεταγενέστερων επεισοδίων μεταφοράς μάζας, διαταράσσοντας με αυτό τον τρόπο τη διαδικασία σχηματισμού αστέρων νετρονίων. Η τρίτη μελέτη εξετάζει τον σχηματισμό διδύμων συμπαγών αστέρων (twin compact stars) μέσω ταχείας αλλαγής φάσης που λαμβάνει χώρα στους πυρήνες αστέρων νετρονίων λόγω προσαύξησης μάζας σε διπλά συστήματα εκπομπής ακτίνων-Χ χαμηλής μάζας (LMXBs). Καθώς οι αστέρες νετρονίων σε διπλά συστήματα συσσωρεύουν μάζα από τους συνοδούς τους αστέρες, η κεντρική πυκνότητα του πυρήνα τους αυξάνεται. Όταν ξεπεραστεί ένα κρίσιμο όριο, μπορεί να συμβεί αλλαγή φάσης από αδρονική ύλη σε ύλη που αποτελείται από ελεύθερα κουάρκ. Οι προσομοιώσεις δείχνουν ότι οι αλλαγές φάσης αυτού του τύπου μπορούν να συμβούν κατά τη φάση LMXB ή κατά την επιβράδυνση της περιστροφής του αστέρα νετρονίων, οδηγώντας στον σχηματισμό πάλσαρς σε τροχιές με υψηλή εκκεντρότητα. Αν αυτές οι αλλαγές φάσης συνοδεύονται και από δευτερογενής διαταράξεις με ταχύτητες μεγαλύτερες από 20 km/s, μπορεί να οδηγήσουν στην πλήρη διάλυση του διπλού συστήματος, δημιουργώντας απομονωμένους, ταχέα περιστρεφόμενους πάλσαρς ή διπλά συστήματα με πολύ μεγάλη τροχιακή περίοδο. Η διατριβή ολοκληρώνεται με σύνοψη των βασικών συμπερασμάτων, υπογραμμίζοντας τη σημασία τους στο ευρύτερο πλαίσιο της αστροφυσικής. Παράλληλα, εντοπίζονται οι περιορισμοί της παρούσας έρευνας και προτείνονται κατευθύνσεις για μελλοντικές μελέτες.