Конференция по физике и астрономии для молодых ученых Санкт-Петербурга и Северо-Запада 28 октября 2010 года Е. Крышень, Б. Л. Бирбраир (ПИЯФ) Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды

2 Содержание Внутреннее строение нейтронных звезд Уравнение состояния ядерной материи и ограничения на массу НЗ Модель релятивистского среднего поля и многочастичные силы Методы определения сжимаемости ядерной материи Рассчитанные массы нейтронных звезд в зависимости от сжимаемости

3 Внутреннее строение нейтронных звезд Различные гипотезы строения НЗ: 1)Стандартные НЗ: npeµ 2)гиперонная звезда 3)звезда с пионным конденсатом 4)звезда с каонным конденсатом 5)Кварковая звезда 6)Нейтронная звезда с кварковым ядром Основные характеристики НЗ: Радиус ~ 10 км Массы ~ солнечной Плотность ~ до 10 ядерных Сильные магнитные поля до Гс Быстрое вращение ( до 1000 об/сек) (с) F. Weber

4 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. (с) F. Weber 5

6 Модель релятивистского среднего поля (RMF) Основные особенности модели RMF, используемой в данной работе: Используются пустотные константы нуклон-нуклонных взаимодействий, полученные из различных версий Боннского потенциала Гиперонные 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 Барионы: Мезоны: Лептоны:

7 Введение многочастичных сил 1. Введение нелинейностей в изоскалярных каналах: 2. Прямое введение многочастичных сил в изовекторных каналах: Определение параметров нелинейностей: λ 3 λ 4 λ ω – по равновесной плотности n 0, энергии связи B 0 и сжимаемости K ξ – по наблюдаемой энергии симметрии S

8 Сжимаемость 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

9 Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности химическое равновесие электронейтральность Концентрации барионов + плотности мезонных полей

10 Уравнение состояния ядерной материи

11 Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова PSR B PSR J

Нижний 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 материи 12 Зависимость максимальной массы НЗ от параметров PSR J PSR B 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 B PSR J