PPt4Web Хостинг презентаций

Главная / Астрономия / Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
X Код для использования на сайте:

Скопируйте этот код и вставьте его на свой сайт

X

Чтобы скачать данную презентацию, порекомендуйте, пожалуйста, её своим друзьям в любой соц. сети.

После чего скачивание начнётся автоматически!

Кнопки:

Презентация на тему: Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды


Скачать эту презентацию

Презентация на тему: Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды


Скачать эту презентацию



№ слайда 1 Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды Конференция по физике и астроном
Описание слайда:

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)

№ слайда 2 Содержание Внутреннее строение нейтронных звездУравнение состояния ядерной матер
Описание слайда:

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

№ слайда 3 Внутреннее строение нейтронных звезд Основные характеристики НЗ:Радиус ~ 10 кмМа
Описание слайда:

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

№ слайда 4 Измеренные массы нейтронных звезд
Описание слайда:

Измеренные массы нейтронных звезд

№ слайда 5 Уравнения состояния и массы нейтронных звезд Различные гипотезы о поведении ядер
Описание слайда:

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.

№ слайда 6 Модель релятивистского среднего поля (RMF) Основные особенности модели RMF, испо
Описание слайда:

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

№ слайда 7 Введение многочастичных сил 1. Введение нелинейностей в изоскалярных каналах:2.
Описание слайда:

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

№ слайда 8 Сжимаемость ядерной материи Общепринятым на сегодняшний день является значение ~
Описание слайда:

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.

№ слайда 9 Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Описание слайда:

Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности

№ слайда 10 Уравнение состояния ядерной материи
Описание слайда:

Уравнение состояния ядерной материи

№ слайда 11 Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Описание слайда:

Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова

№ слайда 12 Зависимость максимальной массы НЗ от параметровНижний предел сжимаемости составл
Описание слайда:

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)]

Скачать эту презентацию


Презентации по предмету
Презентации из категории
Лучшее на fresher.ru