Εφαρμογές της Πυρηνικής Φυσικής στη μελέτη των αστέρων νετρονίων

Μέγεθος: px

Εμφάνιση ξεκινά από τη σελίδα:

Download "Εφαρμογές της Πυρηνικής Φυσικής στη μελέτη των αστέρων νετρονίων"

Μέλισσα Ασπάσιος
8 χρόνια πριν
Προβολές:

1 Εφαρμογές της Πυρηνικής Φυσικής στη μελέτη των αστέρων νετρονίων Χ. Μουστακίδης Τομέας Πυρηνικής Φυσικής και Φυσικής Στοιχειωδών Σωματιδίων Θεσσαλονίκη, Τετάρτη 8 Απριλίου 2009

2 Πως γεννιέται ένας αστέρας νετρονίων? Οι αστέρες νετρονίων είναι τα τελικά «προιόντα» της αστρικής εξέλιξης Η βαρυτική κατάρευση ενός υπερκαινοφανούς αστέρα (supernova), όταν αυτός έχει εξαντλήσει τα ενεργειακά του καύσιμα μπορεί να οδηγήσει στη δημιουργία: Λευκού νάνου (White Dwarf) Αστέρα νετρονίων (Neutron Star) Μαύρης τρύπας (Black Hole)

4 SN 1987A In February 1987 a supernova appeared near the Tarantula nebula in our satellite galaxy the Large Magellanic Cloud, about 169,000 light years away. As the first supernova discovered in 1987, it was called SN1987A following astronomical convention. SN1987A was the first "nearby" supernova of the modern era and the closest supernova since Kepler's supernova in 1604.

6 Properties of Neutron Stars Μέγεθος: R ~ 10 km Μάζα: M ~ Msun Πυκνότητα: ρ ~ 4x1014 g/cm3 1 κ.ε από NS ύλη έχει μάζα μισό δισεκατομμύριο τόνους Περίοδος περιστροφής: ~ a few ms a few s Μαγνητικό πεδίο: B ~ G 0

9 Δομή των αστέρων νετρονίων The atmosphere ( electron plasma-thickness ten cmfew mm) The outer crust (Ions and free electrons- thickness few hundred meters) The inner crust (Neutron-rich nuclei, free electrons and neutrons-thickness about 1-2 Km) The outer core ( Neutrons, protons, electrons and muons-thickness few km) The inner core (Composition and EOS model dependent: Hyperons, meson condensate, quarkgluon plasma???- thickness few km )

11 Νευτώνειες εξισώσεις υδροστατικής ισορροπίας

12 Σχετικιστικές εξισώσεις υδροστατικής ισορροπίας (Εξισώσεις TOV)

13 Πως λύνουμε τις εξισώσεις TOV? Είναι ένα σύστημα δύο πεπλεγμένων διαφορικών εξισώσεων πρώτης τάξης. Μπορεί να προγραμματιστεί και να λυθεί με τη βοήθεια προγραμμάτων όπως η Mathematica, η Fortran, κ.τ.λ. Απαιτείται η γνώση της καταστατικής εξίσωσης (εξάρτηση της ενεργειακής πυκνότητας και πίεσης για κάθε τιμή της πυκνότητας του αστέρα). Λύνουμε τις εξισώσεις TOV από το κέντρο του αστέρα (Μ=0 και Pc=P(r=0) ) μέχρι το σημείο r=r όπου P=0. Η ακτίνα του αστέρα είναι R και η μάζα του Μ(R). Σε κάθε βήμα κάνουμε χρήση της EOS. Η πίεση στο κέντρο Pc είναι μία παράμετρος του προβλήματος.

17 Καταστατική εξίσωση (EOS) Η καταστατική εξίσωση είναι η σχέση ενεργειακής πυκνότητας και πίεσης της ύλης Εμπεριέχει την σωματιδιακή σύσταση της ύλης και τις αλληλεπιδράσεις μεταξύ τους Είναι η εξίσωση «κλειδί» για τη λύση των υδροστατικών εξισώσεων Καθορίζει τη δομή και τις μακροσκοπικές ιδιότητες των αστέρων νετρονίων

18 Χαρακτηριστικά της Καταστατικής Εξίσωσης Πρέπει να κατασκευάσουμε την EOS σε κάθε περιοχή του αστέρα ξεχωριστά Πρέπει η EOS να είναι συνεχής σε κάθε σημείο μιας περιοχής αλλά και στα σημεία όπου διαχωρίζονται οι περιοχές Σε κάθε περίπτωση λαμβάνουμε υπόψη την συγκεκριμένη σύσταση της ύλης, την θερμοκρασία, τις αλληλεπιδράσεις μεταξύ των σωματιδίων, την χημική ισορροπία κ.α.

19 Η θερμοκρασία του αστέρα νετρονίων Τη στιγμή της δημιουργίας του ο αστέρας νετρονίων (proto-neutron star) έχει θερμοκρασία T=10^11K=50 MeV (hot neutron star) Σε χρονικό διάστημα μερικών λεπτών «κρυώνει» (T<1 MeV) εκπέμποντας νετρίνα Η ενέργεια Fermi των νουκλεονίων στον NS είναι Εf=40 MeV>>T (πρακτικά Τ=0, ασήμαντη επίδραση στην EOS)

20 Καταστατική εξίσωση του πυρήνα (outer+inner core) Ο πυρήνας (outer+inner core) περιέχει το 99% της συνολικής μάζας του αστέρα Η πίεση της ύλης προέρχεται από τα εκφυλισμένα φερμιόνια (νετρόνια-πρωτόνια-ηλεκτρόνια) Η ενεργειακή πυκνότητα προέρχεται από το δυναμικό αλληλεπίδρασης νουκλεονίου-νουκλεονίου Θεωρούμε ότι η θερμοκρασία του αστέρα είναι Τ=0 (Η ενέργεια Fermi πολύ μεγαλύτερη από την ενέργεια kt)

21 Πυρηνικά μοντέλα για τον πυρήνα (core) Φαινομενολογικά μοντέλα (phenomenological model) Μικροσκοπικά μοντέλα (microscopic model) Σχετικιστικά μοντέλα (relativistic model) Μοντέλα που λαμβάνουν υπόψη την ύπαρξη επιπλέον σωματιδίων (other hadron phases and quark) Τα περισσότερα μοντέλα υπολογίζουν την EOS σε θερμοκρασία T=0

22 Η ενέργεια συμμετρίας και ο ρόλος της Εsym=E(A=N)-E(N=Z) Είναι η ενεργειακή διαφορά μεταξύ νετρονικής ύλης (Α=Ν) και συμμετρικής ύλης (Ν=Ζ) Η εξάρτηση της από την βαριονική πυκνότητα είναι θεμελιώδους σημασίας για την κατασκευή της EOS Δεν έχουμε πειραματικά δεδομένα για πυκνότητες ρ>2ρο Διαφορετικά μοντέλα δίνουν διαφορετικές τιμές για την εξάρτηση της Εsym

24 Κίνητρα για την παρούσα έρευνα Ελάχιστοι υπολογισμοί της EOS για Τ>0 Εκτεταμένο ενδιαφέρον για ιδιότητες της «ζεστής» πυρηνικής ύλης (proto-neutron star, supernova, heavyion collisions ) Δυναμικό που εξαρτάται επιπλέον από την ορμή των νουκλεονίων Διερεύνηση του ρόλου της ενέργειας συμμετρίας στις ιδιότητες των αστέρων νετρονίων

25 Momentum-dependent Yukawa interaction (MDYI) The most general two-body interaction is a sum of a momentum-independent part and a momentum-dependent part: The momentum-independent part is approximated by a zero-range coordinate space interaction The momentum-dependent part is parametrized by MDYI which is also of zero range in coordinate space

26 The model The energy density of the asymmetric nuclear matter (ANM)

27 The potential contribution The function g (k,λ) suitably chosen to simulate finite range effects is of the form

28 Thermodynamic description of hot nuclear matter The key quantities for the study of hot nuclear matter is the Helmholtz free energy F and internal energy E

29 Free energy and chemical potentials The connection between free energy and chemical potentials is the basic ingredient of the present calculations The free energy can be approximated by the parabolic relation The key relation between free energy and chemical potentials

30 β-equilibrium-leptons contribution Stable nuclear matter must be in chemical equilibrium for all types of reactions including the weak interaction Neutrinos have left the system: When the energy of electrons greater than the muon mass electrons convert to muons: Hot nuclear matter contains neutrons, protons, electrons and muons. β-equilibrium and charge neutrality condition implies:

31 Leptons density-energy pressure Density: Energy density: Pressure: One can solve self-consistently the above equations in order to calculate the proton fraction Yp, the leptons fractions Ye and Yμ and the electron chemical potential μe

32 Equation of state of hot nuclear matter The total energy density is given by The total pressure is given by The baryon contribution on the pressure From the above equations we can construct the isothermal curves for energy and pressure and finally to derive the isothermal behavior of the EOS of hot nuclear matter under β-equilibrium

33 Αποτελέσματα Ιδιότητες των NS σε θερμοκρασία Τ=0 EOS της β-stable πυρηνικής ύλης για T>0 EOS της supernova ύλης για Τ>0

34 Αποτελέσματα για θερμοκρασία Τ=0

37 Αποτελέσματα για β-stable πυρηνική ύλη

40 Αποτελέσματα για supernova ύλη

50 Συμπεράσματα Εφαρμόσαμε ένα μοντέλο για τον υπολογισμό για τον υπολογισμό των ιδιοτήτων της πυρηνικής ύλης για Τ=0 και Τ>0. Υπολογίσαμε μάζα και ακτίνα του αστέρα νετρονίων για Τ=0 Διερευνήσαμε το ρόλο που διαδραματίζει η ενέργεια συμμετρίας στις ιδιότητες της πυρηνικής ύλης

51 Εγιναν εκτεταμένοι υπολογισμοί στο σύνολο των θερμοδυναμικών ιδιοτήτων σε κάθε περίπτωση Οι καταστατικές εξισώσεις που κατασκευάστηκαν μπορούν να χρησιμοποιηθούν στη μελέτη των ιδιοτήτων των NS και supernova για Τ>0 και επίσης στην μελέτη των συγκρούσεων βαριών ιόντων (heavy ion collision)

52 Επιλέον θέματα για ανάπτυξη Μηχανισμός δημιουργίας και εξέλιξης ενός υπερκαινοφανούς αστέρα Μελέτη της δημιουργίας και δομής του μαγνητικού πεδίου σε έναν NS Περιστρεφόμενοι αστέρες νετρονίων (pulsars) Διαδικασία ψύξης (cooling process) ενός NS

53 Φαινόμενα υπερρευστότητας και υπεραγωγιμότητας Εκπομπή βαρυτικών κυμάτων Φαινόμενα ευστάθειας και ισορροπίας NS with exotic cores Quark NS

Σχετικά έγγραφα

Πρόβλεψη αστέρων νετρονίων

Πρόβλεψη αστέρων νετρονίων Η μοίρα των αστέρων μεγάλης μάζας είναι η κατάρρευση; Μπορεί να υπάρξει «νέα φυσική» που να αναχαιτίσει τη βαρυτική κατάρρευση πέρα από το όριο Chandrasekhar Πώς θα είναι ένα