Apresentação - if
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Plasma de Quarks e Glúons no Interior de Estrelas de Nêutrons Rafael Bán Jacobsen Universidade Federal do Rio Grande do Sul AGOSTO DE 2007 Um Breve Histórico 1 1932: Chadwick descobre o nêutron. A seguir, Landau elabora o conceito de uma esfera de nêutrons. 1934: Baade e Zwicky conceberam que a energia responsável pelas supernovas poderia ser a energia gravitacional de um objeto altamente compacto, como uma estrela de nêutrons. Um Breve Histórico 2 1939: Tolman, Oppenheimer e Volkoff desenvolvem um formalismo para análise de tais objetos, considerados como estados gavitacionalmente ligados de um gás de nêutrons. R = 10 km M = 0.77 M 14 3 = 6 . 10 g/cm sol Um Breve Histórico 3 1964: Woltjer estima que estrelas de nêutrons teriam campos magnéticos da 12 ordem de 10 gauss. 1967: Pacini propõe que uma estrela de nêutrons altamente magnetizada poderia emitir energia. 1967: Hewish e Bell descobrem o primeiro pulsar. Um Breve Histórico 4 Pulsares: estrelas de nêutrons altamente magnetizadas em rotação. O curto intervalos de tempo entre os pulsos emitidos pelo pulsar PSR 1919+21 (33 ms) foi fundamental para a identificação dos pulsares com estrelas de nêutrons. Vejamos como! Pulsares = Estrelas de Nêutrons ? Para que um pulsar seja coeso, a força gravitacional no equador da estrela deve superar os efeitos centrífugos da rotação: Utilizando a desigualdade acima, a densidade de energia média do pulsar será: Pulsares = Estrelas de Nêutrons ?? Para haver estabilidade, a estrela deve ser eletricamente neutra. Consideremos uma partícula carregada na superfície de uma estrela também carregada. Deve valer: Ou seja... Pulsares devem, globalmente, ser eletricamente neutros. Pulsares devem ter densidade da ordem da densidade do núcleo atômico (a mesama densidade prevista por Tolman, Oppenheimer e Volkoff para estrelas de nêutrons). Portanto... Modelos para matéria nuclear podem ser utilizados para descrever a matéria que compõe as estrelas de nêutrons! Para a matéria nuclear: um modelo efetivo da QHD com graus de liberdade leptônicos e hadrônicos (bárions interagindo via troca de mésons). Para a matéria de quarks: um modelo efetivo alternativo à QCD (Modelo de Sacola do MIT). Matéria Nuclear Um modelo efetivo da QHD Densidade Lagrangeana Partículas e Campos Envolvidos Primeiros Passos do Cálculo Antes de mais nada: escolher um conjunto de parâmetros , and . Segundo: determinação das constantes de acoplamento méson-núcleon (gN, gN, gN). Parâmetros da matéria nuclear: Densidade de saturação: 0 = 0.17 fm-3 Energia de ligação na saturação: B= -16 MeV Coeficiente de assimetria: a4 = 32.5 MeV Escolha dos Parâmetros Após exaustiva análise das possíveis combinações de valores para λ, β e , concluímos que a melhor escolha de acordo com a fenomenologia é... Modelo Escalar: variável; = = 0: massa efetiva do núcleon no intervalo 0.7MN 0.8MN e módulo de compressão no intervalo 200MeV-300MeV para 0.07< < 0.22 Matéria de Quarks Um modelo alternativo à QCD Modelo de Sacola do MIT Propriedades dos Quarks A Constante de Sacola B Energia para criar uma “bolha confinante” no vácuo. Pressão que a sacola exerce de modo a contrabalançar a pressão dos quarks. Dados de espectroscopia hadrônica e considerações de meta-estabilidade nos levam a concluir que: Valor considerado neste trabalho: Estrelas Híbridas E transições de fase na matéria nuclear Transição de Fase Quarks: força forte implica confinamento absoluto e liberdade assintótica. Devido a essa primeira característica, quarks aparecem na antureza apenas em combinação com outros quarks ou anti-quarks. Devido à segunda característica, em altas densidades, partículas constituídas por quarks devem se interpenetrar. Nesse limite de alta energia, conceitos de núcleon e matéria nuclear deixam de ter sentido. O Plasma de Quarks e Glúons O novo estado assim formado é o QGP. Evidências experimentais do QGP já foram apresentadas pelos cientistas do CERN e do RHIC (2000). Termodinâmica da Transição Consideramos uma transição de fase de primeira ordem, estabelecida de acordo com o critério de Gibbs: = 0.07 = 0.07 Construção de Estrelas Híbridas Se utilizarmos os resultados da equação de estado obtida a partir de nosso modelo para integrarmos as equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, podemos obter a massa máxima e o raio máximo de uma seqüência de estrelas de nêutrons. Conclusões Dentro da faixa fenomenológica do parâmetro ajustável , a densidade de transição de fase aumenta continuamente de cerca de 0.30 fm -3 até um máximo de 0.38 fm-3 (esses valores são da ordem de duas vezes a densidade da matéria nuclear na saturação). Para uma estrela híbrida, a massa máxima está entre 1.45MSol e 1.75MSol. Para uma estrela híbrida, o raio máximo está entre 15km e 15.7km.
