Identifikation af 2 sorte huller dannet ved direkte kollaps

Det blev allerede før 1970 klart, at aktive galaksekerners enorme energiudsendelser kun kan forklares ved gasindfald på et supermassivt sort hul (SMBH) i galaksernes centre. Gassen falder ind i hullet via en roterende gasskive ikke ulig en gigantisk version af Solens dannelse. Gassen i den indre del af skiven er så varm, at den udsender store mængder røntgenstråling. Det supermassive sorte hul er ofte omgivet af en gas med store mængder støv, som ikke tillader synligt lys at passere. Man detekterer derfor best aktive galaksekerner ved observationer i røntgenområdet. Adskillige observationer har fundet sådanne objekter med masser mellem 100 og 1000 millioner solmasser med rødforskydninger omkring z ~ 7, da Universet var mindre end 1 milliard år gammelt. Supermassive sorte huller vokser ved gasindfald under usenndelse af stråling. Nu vokser udstrålingen heller ikke i dette tilfælde ind i himlen. Den begrænses af Eddington-grænsen: ~ 1.2 x 10³⁸ M erg/s, hvor M er det sorte huls masse i solmasser. Grænsen svarer til, at strålingstrykket er lig tyngdekraften. Hvis det sorte hul stammer fra kollaps af en tung stjerne med en masse mindre end 100 solmasser, vil det sorte huls masse kun kunne nå op på 1 milliard solmasser ved rødforskydningen z ~7, hvis gasindfaldet konstant sker med Eddington-raten. Dette er urealistisk, da lokale galaksers kerner kun er aktive en lille brøkdel af tiden.

Man har foreslået 2 mulige løsninger:

a) Det sorte hul starter med et direkte kollaps af en 10000 K varm gassky med en masse på 100000 solmasser. Normalt ville dannelsen af hydrogen-molekyler få skyen til at fragmentere og danne normale stjerner under udsendelse af infrarød stråling. Man forestiller sig, at en kraftig flux af UV-stråling splitter hydrogenmolekylerne, så afkøling og fragmenteringen undgås.

b) Gasindfaldet er ikke begrænset af Eddington-værdien, så den første stjerne kan vokse til 100000 solmasser på kort tid. Resultatet er en supermassiv stjerne, som hurtigt kollapser til et sort hul. Brudet på Eddington-grænsen kræver også i dette tilfælde en kraftig UV-stråling, som splitter hydrogenmolekylerne og holder gassen varm.

Hvordan man observationsmæssigt kan adskille disse “Direct Collapse Black Holes” (DCBH) fra supermassive sorte huller har hidtil været uklart. Nu har Fabio Pacucci og medforfattere ved anvendelse af numeriske simuleringer fundet en ny fotometrisk metode til at identificere DCBH-kandidater. Forfatterne forudsiger, at disse optiskt skjulte kilder er karakteriserede ved et stejlt spektrum i den infrarøde (1.6-4.5 um) del af spektret (dvs meget røde farver). De finder de to hidtil bedste kandidater til sorte huller med ca. 100000 solmasser, som muligvis er dannet ved direkte kollaps til et sort hul.

ABSTRACT: The first black hole seeds, formed when the Universe was younger than 500 Myr, are recognized to play an important role for the growth of early (z ~ 7) super-massive black holes. While progresses have been made in understanding their formation and growth, their observational signatures remain largely unexplored. As a result, no detection of such sources has been confirmed so far. Supported by numerical simulations, we present a novel photometric method to identify black hole seed candidates in deep multi-wavelength surveys. We predict that these highly-obscured sources are characterized by a steep spectrum in the infrared (1.6-4.5 micron), i.e. by very red colors. The method selects the only 2 objects with a robust X-ray detection found in the CANDELS/GOODS-S survey with a photometric redshift z > 6. Fitting their infrared spectra only with a stellar component would require unrealistic star formation rates (>2000 solar masses per year). To date, the selected objects represent the most promising black hole seed candidates, possibly formed via the direct collapse black hole scenario, with predicted mass >10⁵ solar masses. While this result is based on the best photometric observations of high-z sources available to date, additional progress is expected from spectroscopic and deeper X-ray data. Upcoming observatories, like the JWST, will greatly expand the scope of this work.

First Identification of Direct Collapse Black Hole Candidates in the Early Universe in CANDELS/GOODS-S

 

Kom GW150914 fra sorte huller dannet i det tidlige univers?

Allerede i 1967 foreslog Zel’dovich og Novikov, at tilstrækkeligt overtætte områder i den varme “Big Bang”-model kunne falde sammen og danne “oprindelige” sorte huller i det meget tidlige univers, hvor energitætheden var domineret af stråling. Ideen blev senere overtaget som en mulig forklaring på mørkt stof i form af MACHO Dark Matter i Mælkevejen (MACHO står for Massive Compact Halo Objects). Forskellige argumenter taler imod, at oprindelige sorte huller kan være det eftersøgte mørke stof. Misao Sasaki og medforfattere genopliver nu ideen som en mulig forklaring på det binære sorte hul, som smeltede samme under udsendelse af de gravitationsbølger, som blev målt med LIGO.

We point out that the gravitational wave event GW150914 observed by the LIGO detectors can be explained by the coalescence of primordial black holes (PBHs). It is found that the expected PBH merger rate would exceed the rate estimated by the LIGO scientific collaboration and Virgo collaboration if PBHs were the dominant component of dark matter, while it can be made compatible if PBHs constitute a fraction of dark matter. Intriguingly, the abundance of PBHs required to explain the suggested lower bound on the event rate, > 2 events/year/Gpc³, roughly coincides with the existing upper limit set by the non-detection of the CMB spectral distortion. This implies that the proposed PBH scenario may be tested in the not-too-distant future.

De finder, at den estimerede forekomst af GW150914-begivenheder kan forklares som en sammensmeltning af 2 oprindelige sorte huller, hvis massen i de oprindelige sorte huller er ca. 0.1% af massen i mørkt stof.

Primordial black hole scenario for the gravitational wave event GW150914

 

Kan atomure påvise mørkt stof?

Det “mørke” univers udsender ikke elektromagnetisk stråling. Eksistensen er alene baseret på tyngdekraftens virkning mellem mørke objekter indbyrdes og mellem mørke objekter og normale atomare objekter. Mørkt stof kan kun detekteres i laboratoriet, hvis der findes en ikke-gravitationel vekselvirkning mellem mørkt og atomart stof. Atomure baserer deres tidsvisning på frekvenserne for specifikke atomare overgange, der igen er bestem af de fundamentale fysiske naturkonstanter som f.eks. finstrukturkonstanten alfa. Der findes flere teorier, hvor kvantefeltet for det mørke stof påvirker de fundamentale fysiske naturkonstanters værdier, så man kan anvende atomure til påvisning af mørkt stof.

Et atomur bevæger sig gennem Mælkevejens mørke halo, som består af udstragte klumper. Hvis finstrukturkonstanten, alfa, har forskellige værdier indenfor og udenfor klumperne, kan de få uret til at gå hurtigere eller langsommere.
Et atomur bevæger sig gennem Mælkevejens mørke halo, som består af udstragte klumper. Hvis finstrukturkonstanten, alfa, har forskellige værdier indenfor og udenfor klumperne, kan de få uret til at gå hurtigere eller langsommere.
En vekselvirkning til ultra-lette kvantefelter kan medføre oscillerende fundamentale konstanter med feltets Compton-frekvens, mc²/h.
En vekselvirkning med ultra-lette kvantefelter kan medføre oscillerende fundamentale konstanter med feltets Compton-frekvens, mc²/h.
to rumligt adskilte og synkroniserede identiske ure møder en tynd klump af mørkt stof, som først de-synkroniserer urene for til slut at re-synkronisere dem igen.
To rumligt adskilte og synkroniserede identiske ure møder en tynd klump af mørkt stof, som først de-synkroniserer urene for til slut at re-synkronisere dem igen.

Andrei Derevianko giver i denne artikel en oversigt over den seneste udvikling i anvendelsen af atomure til påvisning af mørkt stof.

Atomic clocks and dark-matter signatures

Abstract: Recent developments in searches for dark-matter candidates with atomic clocks are reviewed. The intended audience is the atomic clock community.

 

 

Kvantemekaniske bølger som mørkt stof

Den konventionelle fortolkning af mørkt stof som massive svagt vekselvirkende partikler (CDM) venter stadig på en detektion i laboratoriet, og den kæmper desuden med at kunne forklare grundlæggende egenskaber ved dværggalakser, som har overraskende flade centrale massefordelinger. CDM-simuleringer forudsiger galakser med meget mindre masser og stejlere centrale masseprofiler end de faktiskt observerede. Denne modstrid har motiveret en model, hvor det mørke stof består af såkaldte Bose-Einstein-kondensater, som beskrives ved en kvantemekanisk bølgefunktion (PsiDM), hvor tyngdekraften modvirkes af Heisenbergs usikkerhedsprincip. Man forestiller sig, at partiklerne er bosoner (partikler med et heltalligt spin) med spin 0 og masse m. Mange bosoner kan befinde sig i samme grundtilstand, som kaldes et Bose-Einstein-kondensat. Usikkerhedsprincippet medfører, at et kondensats udstrækning ikke kan være mindre end h/mc, hvor h et Plancks konstant og c er lyshastigheden. Ved et passende valg for bosonens masse m kan man sikre sig, at dværggalakser får de observerede egenskaber. Schive, Chiueh & Broadhurst udførte for 2 år siden de første kosmologiske simuleringer af denne kvantetilstand med en opløsning, som var i stand til at beskrive dværggalakser. Der er kun 1 fri parameter, nemlig bosonmassen m. De finder, at PsiDM giver den samme storskalastruktur som CDM, men adskiller sig radikalt fra CDM inde i dværggalakserne. Disse resultater tillader dem at bestemme bosonmassen til mc2 = 8 x 10-23 eV (elektron volt). Partikelfysikerne angiver ofte massen ved anvendelse af Einsteins berømte E = mc2. Man finder den ikke-relativistiske bølgefunktion Psi ved at løse Schrödingers ligning for Psi og Poissons ligning for potentialet V:

Schrödinger-Poisson
Schrödingers og Poissons ligninger for bølgefunktion og potential.

Der er ikke tale om en relativistisk kvantefeltsteoretisk behandling. Fremgangsmåden er helt i overensstemmelse med simuleringen af CDM, som anvender den Newtonske gravitation mellem mange partikler.

Panel (a) viser storskalastrukturen dannet ud fra en enkelt bølgefunktion for PsiDM. Panel (b) er fundet ud fra standard simuleringer af CDM.
Panel (a) viser storskalastrukturen dannet ud fra en enkelt bølgefunktion for PsiDM. Panel (b) er fundet ud fra standard simuleringer for CDM.
Et snit gennem tæthedsfeltet for PsiDM-simuleringer på forskellige skalaer ved z = 0.1.
Et snit gennem tæthedsfeltet for PsiDM-simuleringer på forskellige skalaer ved z = 0.1.

Abstrakt: The conventional cold, particle interpretation of dark matter (CDM) still lacks laboratory support and struggles with the basic properties of common dwarf galaxies, which have surprisingly uniform central masses and shallow density profiles. In contrast, galaxies predicted by CDM extend to much lower masses, with steeper, singular profiles. This tension motivates cold, wavelike dark matter (PsiDM) composed of a non-relativistic Bose-Einstein condensate, so the uncertainty principle counters gravity below a Jeans scale. Here we achieve the first cosmological simulations of this quantum state at unprecedentedly high resolution capable of resolving dwarf galaxies, with only one free parameter,  m, the boson mass. We demonstrate the large scale structure of this PsiDM simulation is indistinguishable from CDM, as desired, but differs radically inside galaxies. Connected filaments and collapsed haloes form a large interference network, with gravitationally self-bound solitonic cores inside every galaxy surrounded by extended haloes of fluctuating density granules. These results allow us to determine mc² = 8.1 x 10⁻²³ eV using stellar phase-space distributions in dwarf spheroidal galaxies. Denser, more massive solitons are predicted for Milky Way sized galaxies, providing a substantial seed to help explain early spheroid formation. Suppression of small structures means the onset of galaxy formation for PsiDM is substantially delayed relative to CDM, appearing at z < 13 in our simulations.

Cosmic Structure as the Quantum Interference of a Coherent Dark Wave

Erminia Calabrese og David N. Spergel har i mellemtiden analyseret massefordelingen i de 2 ultra-svage dværggalakser Draco II og Triangulum II. De finder, at deres data er i god overensstemmelse med det kvantemekaniske felt for en let boson med massen mc² = 4.7 x 10⁻²² eV. Det mørke stofs “partikler” består af Bose-Einstein-kondensater med den minimale udstrækning h/mc (Compton-bølgelængeden). Det tilhørende kvantefelt Psi svinger med frekvensen f = mc²/h (Compton-frekvensen). Perioden for svingningerne er T = 1/f = h/mc². Man ser umiddelbart, at udstrækningen h/mc = Tc, hvor c er lyshastigheden. Plancks konstant h = 4.13567 x 10⁻¹⁵ eV s. Perioden for kvantefeltets svingning bliver T = 4.13567 x 10⁻¹⁵/4.7 x 10⁻²² = 8.8 x 10⁶ s = 0.28 år. Perioden er altså ganske kort på en kosmologisk skala.

Abstrakt: Cold Dark Matter (CDM) models struggle to match the observations at galactic scales. The tension can be reduced either by dramatic baryonic feedback effects or by modifying the particle physics of CDM. Here, we consider an ultra-light scalar field DM particle manifesting a wave nature below a DM particle mass-dependent Jeans scale. For DM mass mc² ~ 10⁻²² eV, this scenario delays galaxy formation and avoids cusps in the center of the dark matter haloes. We use new measurements of half-light mass in ultra-faint dwarf galaxies Draco II and Triangulum II to estimate the mass of the DM particle in this model. We find that if the stellar populations are within the core of the density profile then the data are in agreement with a wave dark matter model having a DM particle with mc² = 3.7-5.6 x 10⁻²² eV. The presence of this extremely light particle will contribute to the formation of a central solitonic core replacing the cusp of a Navarro-Frenk-White profile and bringing predictions closer to observations of cored central density in dwarf galaxies.

Ultra-Light Dark Matter in Ultra-Faint Dwarf Galaxies

ADVARSEL: Det er altid betænkeligt at indføre en teori (i dette tilfælde en ultralet boson), som kun forklarer et enkelt fænomen (i dette tilfælde den flade massefordeling i de centrale dele af dværggalakser). Den fundne masse ligger desuden 20 størrelsesordner under neutrinoernes masser. Situationen ville ændre sig radikalt, hvis bosonen kunne forklare andre fænomener.

 

Er Planet-9 en exoplanet?

The whole point of Planet Nine was to explain the orbital alignment of these six objects.
The whole point of Planet Nine was to explain the orbital alignment of these six objects.

Det er vanskeligt at forestille sig, hvordan Planet-9 (den gule bane) kan dannes som følge af en dynamisk ustabilitet i Solsystemet. Perihelhafstanden er alt for stor i forhold til placeringen af Solsystemets andre planeter. Solen blev imidlertid, som andre stjerner, dannet i en åben stjernehob med op til 1000 stjerner. Afstanden mellem stjernerne i en hob er meget mindre end gennemsnitsafstanden mellem stjernerne i solens nuværende omegn, og den relative hastighed mellem hobens stjerner var kun af størrelsesorden 1 km/s.

Dynamisk ustabilitet i et planetsystem med flere planeter kan føre til nære passager mellem to planeter, som medfører, at en af planeterne ender på en meget langstrakt bane, som fører den ud i en afstand på flere hundrede astronomiske enheder (AU) fra dens stjerne. Den procentvise forekomst af sådanne solsystemer er dog ret usikker.

Mustill, Raymond & Davies har undersøgt mulighederne for, at Planet-9 kan være indfanget ved passage af et andes solsystem med en planet i en meget elliptisk bane. De finder, at dette er muligt, hvis den relative hastighed mellem de to stjerner er 1 km/s, som man ville forvente for 2 stjerner i den stjernehob, hvori de begge blev dannet.

Is there an exoplanet in the Solar System?

Abstract: We investigate the prospects for the capture of the proposed Planet 9 from other stars in the Sun’s birth cluster. Any capture scenario must satisfy three conditions: the encounter must be more distant than ~150 au to avoid perturbing the Kuiper belt; the other star must have a wide-orbit planet (a>~100au); the planet must be captured onto an appropriate orbit to sculpt the orbital distribution of wide-orbit Solar System bodies. Here we use N-body simulations to show that these criteria may be simultaneously satisfied. In a few percent of slow close encounters in a cluster, bodies are captured onto heliocentric, Planet 9-like orbits. During the ~100 Myr cluster phase, many stars are likely to host planets on highly-eccentric orbits with apastron distances beyond 100 au if Neptune-sized planets are common and susceptible to planet–planet scattering. While the existence of Planet 9 remains unproven, we consider capture from one of the Sun’s young brethren a plausible route to explain such an object’s orbit. Capture appears to predict a large population of Trans-Neptunian Objects (TNOs) whose orbits are aligned with the captured planet, and we propose that different formation mechanisms will be distinguishable based on their imprint on the distribution of TNOs.

 

Hvor er Planet-9?

Michael E. Brown & Konstantin Batygin har endelig færdiggjort artiklen Observational constraints on the orbit and location of Planet Nine in the outer solar system.

Abstract: We use an extensive suite of numerical simulations to constrain the mass and orbit of Planet Nine, the recently proposed perturber in a distant eccentric orbit in the outer solar system. We  compare our simulations to the observed population of aligned eccentric high semimajor axis Kuiper belt objects and determine which simulation parameters are statistically compatible with the observations. We find that only a narrow range of orbital elements can reproduce the observations. In particular, the combination of semimajor axis, eccentricity, and mass of Planet Nine strongly dictates the semimajor axis range of the orbital confinement of the distant eccentric Kuiper belt objects. Allowed orbits, which confine Kuiper belt objects with semimajor axis beyond 230 AU, have perihelia roughly between 200 and 350 AU, semimajor axes between 300 and 900 AU, and masses of approximately 10 Earth masses. Orbitally confined objects also generally have orbital planes similar to that of the planet, suggesting that the planet is inclined approximately 30 degrees to the ecliptic. We compare the allowed orbital positions and estimated brightness of Planet Nine to previous and ongoing surveys which would be sensitive to the planet’s detection and use these surveys to rule out approximately two-thirds of the planet’s orbit. Planet Nine is likely near aphelion with an approximate brightness of 22<V<25.  At opposition, its motion, mainly due to parallax, can easily be detected within 24 hours.

Hvor skal vi så lede efter Planet-9?

In the black regions no current or ongoing survey can detect Planet Nine through its full predicted range. Amazingly, the black region is pretty small! Each color represents a survey that should have or will detect Planet Nine if it is in that position in the sky. Light blue is earlier work of mine from a large all sky survey, dark blue is ongoing work I am doing using Pan-STARRS transient data, green is the Pan-STARRS moving object key project (with an extension, in red), yellow is the Dark Energy Survey. My favorite constraint is orange, which shows where the lack of perturbations to the position of Saturn as measured by the Cassini spacecraft rules out Planet Nine.
In the black regions no current or ongoing survey can detect Planet Nine through its full predicted range. Amazingly, the black region is pretty small! Each color represents a survey that should have or will detect Planet Nine if it is in that position in the sky. Light blue is earlier work of mine from a large all sky survey, dark blue is ongoing work I am doing using Pan-STARRS transient data, green is the Pan-STARRS moving object key project (with an extension, in red), yellow is the Dark Energy Survey. My favorite constraint is orange, which shows where the lack of perturbations to the position of Saturn as measured by the Cassini spacecraft rules out Planet Nine.

Figurteksten er skrevet af Mike Brown. Man skal kort fortalt søge i de sorte områder.

LISA Pathfinder begins science mission

Mit foregående indlæg viste, at gravitationsbølgers polarisation bestemmes ved at måle den relative acceleration mellem 2 fritfaldende masser adskildt med en vis afstand. To nære masser falder med samme acceleration uafhængigt af deres sammensætning. For at måle retningen af gravitationsbølgerne i rummet skal man have mindst 3 fritfaldende masser, som danner en ligesidet trekant med en sidelængde på omtrent en million km. Udbredelsesretningen er afgørende, hvis man skal finde gravitationsbølgernes polarisation, og hvis man skal gøre sig håb om at observere kilden med elektromagnetisk stråling. Masser i kredsløb om Solen er imidlertid påvirket af andre kræfter end tyngdekraften. Det er derfor helt afgørende, at masserne afskærmes mod omgivelsernes påvirkninger. Man skal også kunne måle de afskærmede massers relative acceleration med en tilstrækkelig nøjagtighed. Det er her ESAs LISA Pathfinder kommer ind i billedet:

The two gold cubes contained in vacuum containers that LISA Pathfinder is enabling to achieve a perfect freefall in space. Copyright: ESA/ATG medialab
The two gold cubes contained in vacuum containers that LISA Pathfinder is enabling to achieve a perfect freefall in space.  Copyright: ESA/ATG medialab.

At man nu kan læse, at ESA’s Pathfinder begins science mission betyder IKKE, at man nu begynder at måle gravitationsbølger i rummet. Det betyde, at man foretager videnskabelige undersøgelser af det perfekte frie fald af to guldterninger, som er afskærmet fra ydre påvirkninger. Disse undersøgelser skal hjælpe med til at udvikle et kommende rumobservatorium, eLISA, for detektion af gravitationsbølger. eLISA skal efter planen opsendes i 2034, altså først om 18 år.

LISA Pathfinder begins science mission

 

Polarisation af gravitationsbølger

Forskydningen af frit-faldende testmasser på en cirkel under passage af en gravitationsbølge kan i enhver metrisk gravitationsteori beskrives ved 6 uafhængige polarisationer som illustreret i denne figur:

The six polarization modes for gravitational waves permitted in any metric theory of gravity. Shown is the displacement that each mode induces on a ring of test particles. The wave propagates in the +z direction. There is no displacement out of the plane of the picture. In (a), (b), and (c), the wave propagates out of the plane; in (d), (e), and (f), the wave propagates in the plane. In GR, only (a) and (b) are present; in massless scalar–tensor gravity, (c) may also be present.
The six polarization modes for gravitational waves permitted in any metric theory of gravity. Shown is the displacement that each mode induces on a ring of test particles. The wave propagates in the +z direction. There is no displacement out of the plane of the picture. In (a), (b), and (c), the wave propagates out of the plane; in (d), (e), and (f), the wave propagates in the plane. In GR, only (a) and (b) are present; in massless scalar–tensor gravity, (c) may also be present.

Bølgen bevæger sig i z-aksens positive retning. Forskydningerne forekommer altid i figurens plan. Bølgen bevæger sig ud af figurens plan mod læseren i (a), (b) og (c).  Sådanne bølger kaldes transversale. Bølgen bevæger sig i forskydningsplanet for polarisationerne (d), (e) og (f). I en metrisk teori beskrives gravitationen ved en 4-dimensional rumtid, der har en veldefineret afstand mellem to punkter. Sammenhængen mellem rumtidens geometri og dens indhold af masser og bevægelser bestemmes af teoriens feltligninger. Einsteins tyngdeteori, den Generelle Relativitetsteori, tillader kun polarisationerne (a) og (b). En bestemmelse af gravitationsbølgernes polarisationsforhold kan derfor udelukke alternativer til den Generelle Relativitetsteori.

Polarisationen blev ikke målt for begivenheden GW150914, da den fulde måling af alle 6 polarisationstilstande kræver flere end de 2 LIGO observatorier i USA. Det er derfor meget vigtigt at få flere detektorer koblet på LIGO-netværket.

The scientist who spotted the fateful signal

Science  19 Feb 2016:
Vol. 351, Issue 6275, pp. 797
DOI: 10.1126/science.351.6275.797

Summary

The first scientist to see the long-awaited sign of gravitational waves was a soft-spoken Italian postdoc. Marco Drago, 33, works at the Max Planck Institute for Gravitational Physics in Hanover, Germany, overseeing one of four automatic “pipelines” that comb the raw data from LIGO’s twin detectors, thousands of kilometers away. On 14 September 2015, the pipeline flagged a possible detection. Drago thought the event had to be a test—it was too sharp and clear to be true, and the recently upgraded detectors weren’t even supposed to be taking data yet. Scrambling to figure out what was going on, Drago inadvertently alerted his 1000 fellow researchers that a possible detection was in the bag—something that, under LIGO protocols, none of them was supposed to know. Before they could announce a detection, however, they had to rule out a host of other scenarios—including the possibility that the whole thing was an elaborate prank.

 

Neutrinoer fra sammensmeltning af neutronstjerner

O. L. Caballero gør opmærksom på, at sammensmeltningen af dobbelte neutronstjerner er en enestående lejlighed til at sammenligne teoretiske beregninger med observationer af neutrinoer og gravitationsbølger. Vi vil på den ene side være i stand til at observere gravitationsbølger med faciliteter som LIGO og på den anden side være i stand til at detektere neutrinoer fra begivenheden med nuværende og fremtidige Cherenkov-detektorer som Super Kamiokande. Der er gode muligheder for, at neutrinoerne kan observeres, hvis begivenheden finder sted i Mælkevejen eller den lokale galaksegruppe. Sådanne observationer vil give vigtige informationer om kernestoffets tilstandsligning under ekstreme tilstande. Jeg kan dog frygte, at sandsynligheden for en sådan begivenhed i den lokale gruppe er ganske ringe.

Neutrino emission, Equation of State and the role of strong gravity

Neutron-star mergers are interesting for several reasons: they are proposed as the progenitors of short gamma-ray bursts, they have been speculated to be a site for the synthesis of heavy elements, and they emit gravitational waves possibly detectable at terrestrial facilities. The understanding of the merger process, from the pre-merger stage to the final compact object-accreting system involves detailed knowledge of numerical relativity and nuclear physics. In particular, key ingredients for the evolution of the merger are neutrino physics and the matter equation of state. We present some aspects of neutrino emission from binary neutron star mergers showing the impact that the equation of state has on neutrinos and discuss some spectral quantities relevant to their detection such as energies and luminosities far from the source.