Презентация на тему: Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды Конференция по физике и астрономии для молодых ученых Санкт-Петербурга и Северо-Запада28 октября 2010 годаЕ. Крышень, Б. Л. Бирбраир (ПИЯФ)
Содержание Внутреннее строение нейтронных звездУравнение состояния ядерной материи и ограничения на массу НЗМодель релятивистского среднего поля и многочастичные силыМетоды определения сжимаемости ядерной материиРассчитанные массы нейтронных звезд в зависимости от сжимаемости
Внутреннее строение нейтронных звезд Основные характеристики НЗ:Радиус ~ 10 кмМассы ~ 1 - 2 солнечнойПлотность ~ до 10 ядерныхСильные магнитные поля до 1015 Гс Быстрое вращение ( до 1000 об/сек)Различные гипотезы строения НЗ:Стандартные НЗ: npeµгиперонная звездазвезда с пионным конденсатомзвезда с каонным конденсатомКварковая звездаНейтронная звезда с кварковым ядром
Измеренные массы нейтронных звезд
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд Различные гипотезы о поведении ядерной материи при больших плотностях приводят к различным EOS и, как следствие, к различным предсказаниям на массы нейтронных звезд.Результаты зависят от деталей модели (RBHF, RMF и другие) , но все модели должны хорошо описывать основные характеристики ядерной материи при нормальной ядерной плотности (энергия связи на нуклон, энергия симметрии, сжимаемость).При определенной центральной плотности достигается максимальная масса нейтронной звезды. Звезды с большей центральной плотностью и с большей массой оказываются неустойчивыми.Максимальное значение массы можно сравнить с верхней границей наблюдаемого спектра нейтронных звезд, что позволяет отобрать удачные теории ядерной материи.
Модель релятивистского среднего поля (RMF) Основные особенности модели RMF, используемой в данной работе:Используются пустотные константы нуклон-нуклонных взаимодействий, полученные из различных версий Боннского потенциалаГиперонные константы связи определяются по правилам кваркового счетаЗависимость от плотности учитывается путем введения нелинейностей и прямым учетом многочастичных силРассмотрено влияние странных скалярного и векторного мезонов (f и φ)Основные характеристики ядерной материи, используемые для определения параметров модели:равновесная плотностьЭнергия связи на нуклонЭнергия симметрииСжимаемость ядерной материи
Введение многочастичных сил 1. Введение нелинейностей в изоскалярных каналах:2. Прямое введение многочастичных сил в изовекторных каналах:Определение параметров нелинейностей:λ3 λ4 λω – по равновесной плотности n0, энергии связи B0 и сжимаемости Kξ – по наблюдаемой энергии симметрии S
Сжимаемость ядерной материи Общепринятым на сегодняшний день является значение ~ 230 МэВСпособы определения сжимаемости:Энергии возбуждения гигантских монопольных резонансов – вызывает сомнения, так как энергии ГМР меньше энергии соответсвующих частично-дырочных переходов в спектре одночастичных состояний.Модель Маерса-Святецкого – Thomas-Fermi фит на измеренные массы ядер, содержит 7 подгоночных параметров.Эксперименты по столкновению тяжелых ионов (изучение выхода странности и эллиптических потоков) – результаты получены при конечных температурах, при допущении пустотных сечений взаимодействия нуклонов. Полученные значения сильно моделезависимы.
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Зависимость максимальной массы НЗ от параметровНижний предел сжимаемости составляет ~ 280 МэВОбщепринятое значение 234 МэВ существенно ниже полученного ограниченияУчет дополнительных фаз приводит к смягчению EOS и к ещё большему ограничению на сжимаемость ядерной материиB.L. Birbrair, E.L. Kryshen. Nuclear matter within the relativistic-mean-field model involving free-space nucleon-nucleon forces. Yad. Phys. 72, 1092 (2009) [Phys. At. Nucl. 72, 1154 (2009)]B.L. Birbrair, E.L. Kryshen. Incompressibility of nuclear matter and neutron stars. Yad. Phys. 73, 1597 (2010) [Phys. At. Nucl. 73, 1551 (2010)]
