X

Код презентации скопируйте его

Ширина px

Вы можете изменить размер презентации, указав свою ширину плеера!

Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды

Скачать эту презентацию

Презентация на тему Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды

Скачать эту презентацию
Cлайд 1
Конференция по физике и астрономии для молодых ученых Санкт-Петербурга и Севе... 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
Cлайд 2
* Содержание Внутреннее строение нейтронных звезд Уравнение состояния ядерной... * 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
Cлайд 3
* Внутреннее строение нейтронных звезд Различные гипотезы строения НЗ: Станда... * Внутреннее 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 ядром Основные 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
Cлайд 4
* Измеренные массы нейтронных звезд * Измеренные массы нейтронных звезд
Cлайд 5
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд Различные гипотезы о поведении я... 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 *
Cлайд 6
* Модель релятивистского среднего поля (RMF) Основные особенности модели RMF,... * 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
Cлайд 7
* Введение многочастичных сил 1. Введение нелинейностей в изоскалярных канала... * 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 K ξ – по наблюдаемой энергии симметрии S
Cлайд 8
* Сжимаемость ядерной материи Способы определения сжимаемости: Энергии возбуж... * 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
Cлайд 9
* Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности Концентрации бари... * Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности Концентрации барионов + плотности мезонных полей
Cлайд 10
* Уравнение состояния ядерной материи * Уравнение состояния ядерной материи
Cлайд 11
* Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова PSR B1913+16 PSR J1903+0327 * Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова PSR B1913+16 PSR J1903+0327
Cлайд 12
Нижний предел сжимаемости составляет ~ 280 МэВ Общепринятое значение 234 МэВ ... 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 * Зависимость 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

Презентации этого автора

Планета Нептун 31.10.2016 скрыт

Планета Нептун

Звезды 31.10.2016 скрыт

Звезды

Знаки зодиака 31.10.2016 скрыт

Знаки зодиака

Созвездие Рыб 31.10.2016 скрыт

Созвездие Рыб

Расстояние до звезд 31.10.2016 скрыт

Расстояние до звезд

Метеориты 31.10.2016 скрыт

Метеориты

Скачать эту презентацию
Наверх