Разделы презентаций
- Разное
- Английский язык
- Астрономия
- Алгебра
- Биология
- География
- Геометрия
- Детские презентации
- Информатика
- История
- Литература
- Математика
- Медицина
- Менеджмент
- Музыка
- МХК
- Немецкий язык
- ОБЖ
- Обществознание
- Окружающий мир
- Педагогика
- Русский язык
- Технология
- Физика
- Философия
- Химия
- Шаблоны, картинки для презентаций
- Экология
- Экономика
- Юриспруденция
Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
Содержание
- 1. Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
- 2. СодержаниеВнутреннее строение нейтронных звездУравнение состояния ядерной материи
- 3. Внутреннее строение нейтронных звездРазличные гипотезы строения НЗ:Стандартные
- 4. Измеренные массы нейтронных звезд
- 5. Уравнения состояния и массы нейтронных звездРазличные гипотезы
- 6. Модель релятивистского среднего поля (RMF)Основные особенности модели
- 7. Введение многочастичных сил1. Введение нелинейностей в изоскалярных
- 8. Сжимаемость ядерной материиСпособы определения сжимаемости:Энергии возбуждения гигантских
- 9. Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотностиКонцентрации барионов + плотности мезонных полей
- 10. Уравнение состояния ядерной материи
- 11. Уравнение Толмена-Оппенгеймера-ВолковаPSR B1913+16PSR J1903+0327
- 12. Нижний предел сжимаемости составляет ~ 280 МэВОбщепринятое
- 13. Скачать презентанцию
СодержаниеВнутреннее 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
Слайды и текст этой презентации
Слайд 1
Конференция по физике и астрономии
для молодых ученых Санкт-Петербурга
и Северо-Запада
ядерной материи и нейтронные звезды
Слайд 2Содержание
Внутреннее строение нейтронных звезд
Уравнение состояния ядерной материи и ограничения на
массу НЗ
Модель релятивистского среднего поля и многочастичные силы
Методы определения сжимаемости
ядерной материиРассчитанные массы нейтронных звезд в зависимости от сжимаемости
Слайд 3Внутреннее строение нейтронных звезд
Различные гипотезы строения НЗ:
Стандартные НЗ: npeµ
гиперонная звезда
звезда
с пионным конденсатом
звезда с каонным конденсатом
Кварковая звезда
Нейтронная звезда с кварковым
ядромОсновные характеристики НЗ:
Радиус ~ 10 км
Массы ~ 1 - 2 солнечной
Плотность ~ до 10 ядерных
Сильные магнитные поля до 1015 Гс
Быстрое вращение ( до 1000 об/сек)
(с) F. Weber
Слайд 5Уравнения 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.
(с) F. Weber
Слайд 6Модель 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 счета
Зависимость от плотности учитывается путем введения нелинейностей и прямым учетом многочастичных сил
Рассмотрено влияние странных скалярного и векторного мезонов (f и φ)
Основные характеристики ядерной материи, используемые для определения параметров модели:
равновесная плотность
Энергия связи на нуклон
Энергия симметрии
Сжимаемость ядерной материи
Слайд 7Введение 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
Слайд 8Сжимаемость ядерной материи
Способы 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.
Общепринятым на сегодняшний день является значение ~ 230 МэВ
Слайд 9Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Концентрации барионов +
плотности мезонных полей
Слайд 12Нижний предел сжимаемости составляет ~ 280 МэВ
Общепринятое значение 234 МэВ
существенно ниже полученного ограничения
Учет дополнительных фаз приводит к смягчению EOS
и к ещё большему ограничению на сжимаемость ядерной материиЗависимость максимальной массы НЗ от параметров
PSR J1903+0327
PSR B1913+16
B.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)]
PSR B1913+16
PSR J1903+0327
Теги
