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

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1 1 MATERIA DE QUARKS EM OBJETOS COMPACTOS MASSIVOS ESTRELAS DE QUARKS Escola Andre Swieca -FN 2011.

2 2 Escola Ande Swieca -FN Transição de fase 1-ordem: quarks livres em equilibrio termodinâmico passam a quarks confinados em hádrons 3. Transição adiabática : as bolhas se formam numa coexistencias das fases hadrônica e de quarks. Bolhas de quarks no Universo Primordial Objeto mais compacto e mais massivo : O Universo primordial

3 3 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. Hadrons Quarks Witten (1984) propôs que uma transição de fase de primeira ordem na hadronização cosmológica (quark-hadron) para uma temperatura crítica T C ~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. Escola Andre Swieca -FN 2011.

4 4 A corrida acelerada dos colisores Bevalac – LHC (5->10 GeV/A) (7 ->14 TeV/A)

5 5 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

6 6 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

7 7 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

8 8 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

9 9 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

10 10 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

11 11 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores

12 12 Explorando estados fundamentais da matéria em aceleradores Escola Andre Swieca -FN 2011.

13 13

14 14 LHC/ CERN - Geneve

15 <1 QGP (fm/c) (GeV/fm 3 ) s 1/2 (GeV) LHCRHICSPS Central collisions Colisores ultra-relativisticosatuais Colisores ultra-relativisticos atuais de ions pesados Escola Andre Swieca -FN 2011.

16 16 Indícios de possível formação matéria quark estranha Escola Andre Swieca -FN 2011.

17 17 Escola Andre Swieca -FN 2011.

18 18 QGP no contexto astrofísico: ao final do ciclo evolutivo estelar Escola Andre Swieca -FN 2011.

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

20 20 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.

21 21 Com um final marcado pela massa inicial Escola Andre Swieca -FN 2011.

22 22 Formação de estrelas compactas - Pulsares em Explosões de supenova Escola Andre Swieca -FN 2011.

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37 37 Objeto Remanescente: pulsar. Objeto Remanescente: pulsar.

38 38 Colapso->Neutrino burst->Bounce-> Onda de choque -> explosão TUDO em s Escola Andre Swieca -FN 2011.

39 39 Antes Depois SN1987-A Escola Andre Swieca -FN 2011.

40 40 Nebulosa de Caranguejo e seu pulsar Escola Andre Swieca -FN 2011.

41 41 Comparando Tamanhos Terra Anã Branca Estrela de Neutron Escola Andre Swieca -FN 2011.

42 42 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.

43 43 SQM Escola Andre Swieca -FN 2011.

44 44 Escola Andre Swieca -FN 2011.

45 45 Escola Andre Swieca -FN 2011.

46 46 Escola Andre Swieca -FN 2011.

47 47 Seria possível explicar os dados de Exo usando o modelo de quark com massas dependentes de densidade ? Escola Andre Swieca -FN 2011.

48 48 Diagrama de fase para a matéria superdensa incluíndo a transição hadron-quark Escola Andre Swieca -FN 2011.

49 49 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.

50 50. 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 A função torna-se instável quando há uma interação atrativa entre quarks. Isto leva à formação de..., potencial químico do quark,, energia do quark livre. Pares de Cooper Escola Andre Swieca -FN 2011.

51 51 Relação de dispersão para fermions relativísticos Escola Andre Swieca -FN 2011.

52 52 A interação via gluons gera gaps. Supercondutividade ordinária: QED, elétrons, interação via fónons. Supercondutividade de cor: QCD, quarks, interação via glúons. Sem gap, K = | k – | Com gap, K = [ ( k – ) ] 1/2 Energia necessária para criar uma partícula acima ou um buraco abaixo da superfície de Fermi supercondutora K F K Líquido de Fermi normal Superconductor Escola Andre Swieca -FN 2011.

53 53 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.

54 54 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.

55 55 Solução à Equação do gap 1 [1] T. Schafer, hep-ph / b g -5 exp(-3 2 /2 1/2 g) (2/N f ) 5/2 {(8 2 /[(11-2N f /3)ln( / QCD )]} 1/2 Relação entre os gaps das fases 2SC e CFL para T=0 (2.57) -1 1 / 2SC 00spin CFL2SC Escola Andre Swieca -FN 2011.

56 56 Energia do Gap Escola Andre Swieca -FN 2011.

57 57 Diagrama de fase para a matéria superdensa incluíndo a transição hadron-quark m s0 > m s0 < Escola Andre Swieca -FN 2011.

58 58 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.

59 59 SQM estável 2 sabores 2QM Escola Andre Swieca -FN 2011.

60 60 O modelo efetivo de quarks com massas dinâmicas dependente de densidade S. Chakrabarts, PRD 43, 627(1991). A parametrização das massas C=100 m s0 =40 C=90 m s0 =80 C=80 m s0 =100 C=70 m s0 =150 C e m s0 em MeV

61 61 A condição de estabilidade da MS no MMED restringe a massa do quark estranho, m s0, e o parâmetro C, a uma janela de estabilidade 2... [2]. O. G. Benvenuto, G. Lugones, Phys. Rev. D (1995). B * : dependência de m q com a densidade n B, para manter a consistência termodinâmica. Escola Andre Swieca -FN 2011.

62 62 Grandes n B Simetria Chiral Approx. Restaurada Asymptotic freedom Pequeno valor n B Quarks dinamicamente confinados Imitando aspectos fundamentais da QCD Escola Andre Swieca -FN 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.

63 63 Transições de fase na matéria de quark dentro do modelo de massa dinâmica dependente de densidade

64 64 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.

65 65 A fase Color Flavor Locking (CFL ) -> nenhum elétron, i.e., n u = n d = n s Contribuição ao Potencial Termodinâmico devida ao emparelhamento Escola Andre Swieca -FN 2011.

66 66 A fase Two singlet color (2SC) considera também equilibrio beta (u, d e elétrons) Contribuição ao Potencial Termodinâmico devida ao emparelhamento que satisfaz / e =2n u /3-n d -n e Escola Andre Swieca -FN 2011.

67 67 Transições de fase Condições de Gibbs + cargas conservadas Escola Andre Swieca -FN 2011.

68 68 2SC-CFL Um potencial químico independente Escola Andre Swieca -FN 2011.

69 69 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

70 70 AB C D EoS x Parâmetros Eq. Estado da Matéria CFL dentro do Modelo

71 71 A Eq. Estado para crosta A lattice of nuclei embedded in an relativistic electron gas The Baym-Pethic-Sutherland EOS C=70 MeV m s0 =150 MeV CFL with Escola Andre Swieca -FN 2011.

72 72 A Eq. de Equilibrio de Tolman-Oppenheimer-Volkoff com Escola Andre Swieca -FN 2011.

73 73 Crust details Estrutura de Estrelas de Quarks e profundidade da crosta Escola Andre Swieca -FN preliminar

74 74 With C=70 MeV and m s0 =150 MeV CFL-Gap Value Depth of the crust 50 MeV 258 m 70 MeV 253 m 100 MeV 204 m Cálculo preliminar da crosta Escola Andre Swieca -FN 2011.

75 75 CALCULOS MAIS DEFINITIVOS

76 76 Com o Gap de Nambu-Jona-Lassinio = 3/4 ; 1

77 77 Dependência do Gap e massas dos quarks

78 78 Transição CFL - SQM desaparelhada / NJL gap

79 79 Refazendo a estrutura

80 80 Diagrama Massa x Raio e dados observacionais.

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