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Plasma de Quarks e Glúons no Interior de Estrelas de Nêutrons Rafael Bán Jacobsen Rafael Bán Jacobsen Universidade Federal do Rio Grande do Sul Universidade.

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1 Plasma de Quarks e Glúons no Interior de Estrelas de Nêutrons Rafael Bán Jacobsen Rafael Bán Jacobsen Universidade Federal do Rio Grande do Sul Universidade Federal do Rio Grande do Sul AGOSTO DE 2007

2 Um Breve Histórico 1 b 1932: Chadwick descobre o nêutron. b A seguir, Landau elabora o conceito de uma esfera de nêutrons. b 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.

3 Um Breve Histórico 2 b 1939: Tolman, Oppenheimer e Volkoff desenvolvem um formalismo para análise de tais objetos, considerados como estados gavitacionalmente ligados de um gás de nêutrons. b R = 10 km b M = 0.77 M sol b = g/cm 143

4 Um Breve Histórico 3 b 1964: Woltjer estima que estrelas de nêutrons teriam campos magnéticos da ordem de 10 gauss. b 1967: Pacini propõe que uma estrela de nêutrons altamente magnetizada poderia emitir energia. b 1967: Hewish e Bell descobrem o primeiro pulsar. 12

5 Um Breve Histórico 4 b Pulsares: estrelas de nêutrons altamente magnetizadas em rotação. b O curto intervalos de tempo entre os pulsos emitidos pelo pulsar PSR (33 ms) foi fundamental para a identificação dos pulsares com estrelas de nêutrons. b Vejamos como!

6 Pulsares = Estrelas de Nêutrons ? b 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:

7 Pulsares = Estrelas de Nêutrons ?? b Para haver estabilidade, a estrela deve ser eletricamente neutra. b Consideremos uma partícula carregada na superfície de uma estrela também carregada. Deve valer:

8 Ou seja... b Pulsares devem, globalmente, ser eletricamente neutros. b Pulsares devem ter densidade da ordem da densidade do núcleo atômico (a mesama densidade prevista por Tolman, Oppenheimer e Volkoff para estrelas de nêutrons).

9 Portanto... b Modelos para matéria nuclear podem ser utilizados para descrever a matéria que compõe as estrelas de nêutrons! b Para a matéria nuclear: um modelo efetivo da QHD com graus de liberdade leptônicos e hadrônicos (bárions interagindo via troca de mésons). b Para a matéria de quarks: um modelo efetivo alternativo à QCD (Modelo de Sacola do MIT).

10 Matéria Nuclear Matéria Nuclear Um modelo efetivo da QHD Um modelo efetivo da QHD

11 Densidade Lagrangeana

12 Partículas e Campos Envolvidos

13 Primeiros Passos do Cálculo Parâmetros da matéria nuclear: Densidade de saturação: 0 = 0.17 fm -3 Energia de ligação na saturação: B= -16 MeV Coeficiente de assimetria: a 4 = 32.5 MeV Segundo: determinação das constantes de acoplamento méson-núcleon (g N, g N, g N ). Antes de mais nada: escolher um conjunto de parâmetros, and.

14 Escolha dos Parâmetros Modelo Escalar: variável; massa efetiva do núcleon no intervalo 0.7M N - 0.8M N e módulo de compressão no intervalo 200MeV-300MeV para 0.07< < 0.22 Após exaustiva análise das possíveis combinações de valores para λ, β e, concluímos que a melhor escolha de acordo com a fenomenologia é...

15 Matéria de Quarks Matéria de Quarks Um modelo alternativo à QCD Um modelo alternativo à QCD

16 Modelo de Sacola do MIT

17 Propriedades dos Quarks

18 A Constante de Sacola B b Energia para criar uma bolha confinante no vácuo. b Pressão que a sacola exerce de modo a contrabalançar a pressão dos quarks. b Dados de espectroscopia hadrônica e considerações de meta-estabilidade nos levam a concluir que: Valor considerado neste trabalho:

19 Estrelas Híbridas Estrelas Híbridas E transições de fase na matéria nuclear E transições de fase na matéria nuclear

20 Transição de Fase b Quarks: força forte implica confinamento absoluto e liberdade assintótica. b Devido a essa primeira característica, quarks aparecem na antureza apenas em combinação com outros quarks ou anti-quarks. b Devido à segunda característica, em altas densidades, partículas constituídas por quarks devem se interpenetrar. b Nesse limite de alta energia, conceitos de núcleon e matéria nuclear deixam de ter sentido.

21 O Plasma de Quarks e Glúons b O novo estado assim formado é o QGP. b Evidências experimentais do QGP já foram apresentadas pelos cientistas do CERN e do RHIC (2000).

22 Termodinâmica da Transição b Consideramos uma transição de fase de primeira ordem, estabelecida de acordo com o critério de Gibbs:

23 = 0.07

24

25

26 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.

27

28

29 Conclusões b Dentro da faixa fenomenológica do parâmetro ajustável, a densidade de transição de fase aumenta continuamente de cerca de 0.30 fm até um máximo de 0.38 fm (esses valores são da ordem de duas vezes a densidade da matéria nuclear na saturação). b Para uma estrela híbrida, a massa máxima está entre 1.45MSol e 1.75MSol. b Para uma estrela híbrida, o raio máximo está entre 15km e 15.7km. -3

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