MATERIA DE QUARKS EM OBJETOS COMPACTOS MASSIVOS ESTRELAS DE QUARKS

MATERIA DE QUARKS EM OBJETOS COMPACTOS MASSIVOS ESTRELAS DE QUARKS
Escola Andre Swieca -FN 2011.

Bolhas de quarks no Universo Primordial
Objeto mais compacto e mais massivo : O Universo primordial Transição de fase 1-ordem: quarks livres em equilibrio termodinâmico passam a quarks confinados em hádrons3. Transição adiabática : as bolhas se formam numa coexistencias das fases hadrônica e de quarks. Bolhas de quarks no Universo Primordial Escola Ande Swieca -FN 2011.

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• A matéria estranha de quarks (SQM), uma combinação de quarks u, d e s, formada durante a transição de fase do plasma quark-gluon (QGP) na fase de matéria hadrônica no começo do universo. • Witten (1984) propôs que uma transição de fase de primeira ordem na hadronização cosmológica (quark-hadron) para uma temperatura crítica TC~150 MeV podia conduzir à formação de bolhas de quarks u, d e s, para uma densidade de algumas vezes a da matéria nuclear normal. Hadrons Quarks Escola Andre Swieca -FN 2011.

A corrida acelerada dos colisores
Bevalac – LHC (5->10 GeV/A) (7 ->14 TeV/A)

Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores

Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

LHC/ CERN - Geneve

Colisores ultra-relativisticos atuais de ions pesados 4-10 <1 tQGP (fm/c) 15-40 3.5 2.5 e (GeV/fm3) 5500 200 17 s1/2(GeV) LHC RHIC SPS Central collisions Escola Andre Swieca -FN 2011.

Indícios de possível formação matéria quark estranha

QGP no contexto astrofísico: ao final do ciclo evolutivo estelar Escola Andre Swieca -FN 2011.

109 anos em 3 slide Diagrama HR - Escola Andre Swieca -FN 2011.

Diagrama de Hertzsprung-Russel e a Evolução Estelar Ejnar Hertzsprung (8.X X.1967). Henry Norris Russell (25.X II.1957). Escola Andre Swieca -FN 2011.

Com um final marcado pela massa inicial Escola Andre Swieca -FN 2011.

Formação de estrelas compactas -Pulsares
em Explosões de supenova Escola Andre Swieca -FN 2011.

Objeto Remanescente: pulsar.

Colapso->Neutrino burst->Bounce-> Onda de choque -> explosão TUDO em s Escola Andre Swieca -FN 2011.

SN1987-A Depois Antes Escola Andre Swieca -FN 2011.

Nebulosa de Caranguejo e seu pulsar Escola Andre Swieca -FN 2011.

Comparando Tamanhos Estrela de Neutron Anã Branca Terra Escola Andre Swieca -FN 2011.

Possível interior de Estrelas de Nêutron Devido às altas densidades no caroço das estrelas de nêutrons, os prótons, nêutrons e os constituintes mais pesados podem se dissolver criando matéria de quarks F. Weber, astro-ph / Escola Andre Swieca -FN 2011.

SQM Escola Andre Swieca -FN 2011.

Seria possível explicar os dados de Escola Andre Swieca -FN 2011.
Exo usando o modelo de quark com massas dependentes de densidade ? Escola Andre Swieca -FN 2011.

Diagrama de fase para a matéria superdensa incluíndo a transição hadron-quark Escola Andre Swieca -FN 2011.

Supercondutividade de cor em palavras e diagramas A baixa T e alta densidade a QCD apresenta uma fase supercondutora. Liberdade assintótica: a força interação entre os quarks diminui, mas a escala de momento/energia característica dos quarks cresce muito. Interações atrativas superficie levam a uma instabilidade da superfície de Fermi -> criação do “gap” Energeticamente e mais favorável que os fermions se condensem no nível acima do “gap” 2SC: Supercondutividade de cor com 2 quarks (u, d) CFL: Supercondutividade de cor com 3 quarks (u,d,s) Escola Andre Swieca -FN 2011.

. Supercondutividade de cor na matéria de quarks
No estado fundamental da matéria de quarks, estes ocupam todos os estados quânticos possíveis com os níveis de energia mais baixos (matéria não interagente) para estados com para estados com , potencial químico do quark, , energia do quark livre. A função torna-se instável quando há uma interação atrativa entre quarks. Isto leva à formação de... Pares de Cooper Escola Andre Swieca -FN 2011.

Relação de dispersão para fermions relativísticos Escola Andre Swieca -FN 2011.

A interação via gluons gera gaps . Supercondutividade ordinária: QED, elétrons, interação via fónons. Supercondutividade de cor: QCD, quarks, interação via glúons. supercondutora  K F K  Líquido de Fermi normal Superconductor Sem gap, K= | k –  | Energia necessária para criar uma partícula acima ou um buraco abaixo da superfície de Fermi Com gap, K= [ ( k –  )2 + 2 ]1/2 Escola Andre Swieca -FN 2011.

A fase CFL : Supercondutividade de cor com três sabores
Forma do par no estado fundamental O argumento físico essencial que favorece a forma do condensado é o emparelhamento de quarks dos três sabores e cores “fechando” as simetrias de cor e sabor. Isto é chamado de “Color Flavor Locking” Escola Andre Swieca -FN 2011.

A fase 2SC : Supercondutividade de cor com dois sabores
Forma pares no estado fundamental que devido à assimetria na cor, tem uma direção de cor fixa (3 neste caso). O emparelhamento produzido por um gap, , na superficie de Fermi para quarks de cor 1 e 2 enquanto que os quarks de cor 3 não participam dos emparelhados. A fase 2SC requer gaps tais que ud  0, us = ds = 0. Escola Andre Swieca -FN 2011.

Solução à Equação do gap1
 4 b m g-5 exp(-32/21/2 g) (2/Nf)5/2 {(82/[(11-2Nf/3)ln(/QCD)]}1/2 Relação entre os gaps das fases 2SC e CFL para T=0 (2.57)-1 1 /2SC spin CFL 2SC [1] T. Schafer, hep-ph / Escola Andre Swieca -FN 2011.

Energia do Gap Escola Andre Swieca -FN 2011.

Diagrama de fase para a matéria superdensa incluíndo a transição hadron-quark ms0 >  ms0 <  Escola Andre Swieca -FN 2011.

Modelos Efetivos para Cromodinâmica Quântica
O Modelo de Sacola do MIT Modelos tipo Nambu Jona-Lasinio (NJL) O Modelo de Massa Efetiva Dinâmica (MMEF) : modelo intermediário entre os modelos Bag MIT e NJL. Permite descrição do confinamento dos quarks e o regime de liberdade assintótica.

2 sabores 2QM SQM estável Escola Andre Swieca -FN 2011.

A parametrização das massas
O modelo efetivo de quarks com massas dinâmicas dependente de densidade S. Chakrabarts, PRD 43, 627(1991). A parametrização das massas C e ms0 em MeV C=100 ms0=40 C=90 ms0=80 C=80 ms0=100 C=70 ms0=150

A condição de estabilidade da MS no MMED restringe a massa do quark estranho, ms0 , e o parâmetro C, a uma “janela de estabilidade2”... B* : dependência de mq com a densidade nB , para manter a consistência termodinâmica. [2] . O. G. Benvenuto, G. Lugones, Phys. Rev. D (1995). Escola Andre Swieca -FN 2011.

Imitando aspectos fundamentais da QCD
Simetria Chiral Approx. Restaurada Asymptotic freedom Grandes nB Pequeno valor nB Quarks dinamicamente confinados O parâmetro C (p/ as massas efetivas) tem natureza distinta do parâmetro B do Bag MIT. Os valores das massas estão na faixa p/ qual matéria de quarks estranha (quarks u, d e s) é mais estável que matéria nuclear. Esta última é mais estável do que matéria de quarks u e d. Escola Andre Swieca -FN 2011.

Transições de fase na matéria de quark
dentro do modelo de massa dinâmica dependente de densidade

Para o tratamento da matéria estranha (SM ) no MMED consideramos um gás de Fermi de quarks u, d e s e elétrons... Equilíbrio beta Neutralidade de carga Densidade bariônica Escola Andre Swieca -FN 2011.

A fase Color Flavor Locking (CFL ) -> nenhum elétron, i.e., nu = nd = ns Contribuição ao Potencial Termodinâmico devida ao emparelhamento Escola Andre Swieca -FN 2011.

A fase Two singlet color (2SC) considera também equilibrio beta (u, d e elétrons) Contribuição ao Potencial Termodinâmico devida ao emparelhamento /e =2nu/3-nd-ne que satisfaz Escola Andre Swieca -FN 2011.

Transições de fase Condições de Gibbs + cargas conservadas

2SC-CFL Um potencial químico independente Escola Andre Swieca -FN 2011.

Preparando para a solução da estrutura da estrela de quark tomando por base a equação de estado da matéria CFL no modelo de massa dinâmica + crosta matéria de núcleos cristalizada

Eq. Estado da Matéria CFL dentro do Modelo
B D C EoS x Parâmetros

A Eq. Estado para crosta The Baym-Pethic-Sutherland EOS CFL with C=70 MeV ms0=150 MeV A lattice of nuclei embedded in an relativistic electron gas Escola Andre Swieca -FN 2011.

A Eq. de Equilibrio de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
com Escola Andre Swieca -FN 2011.

Estrutura de Estrelas de Quarks e profundidade da crosta preliminar Crust details Escola Andre Swieca -FN 2011.

Cálculo preliminar da crosta With C=70 MeV and ms0=150 MeV CFL-Gap Value Depth of the crust 50 MeV m 70 MeV m 100 MeV m Escola Andre Swieca -FN 2011.

CALCULOS MAIS DEFINITIVOS

Com o Gap de Nambu-Jona-Lassinio
= 3/4 ; 1

Dependência do Gap e massas dos quarks

Transição CFL - SQM desaparelhada / NJL gap

Refazendo a estrutura

Diagrama Massa x Raio e dados observacionais.

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