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Plasma de Quarks e Plasma de Quarks e Glúons no Interior de Glúons no Interior de Estrelas de NêutronsEstrelas de Nêutrons
Rafael Bán Rafael Bán JacobsenJacobsen
Universidade Federal do Rio Universidade Federal do Rio Grande do SulGrande do SulAGOSTO DE 2007AGOSTO DE 2007
Um Breve Histórico 1Um Breve Histórico 1
1932: Chadwick descobre o nêutron.1932: Chadwick descobre o nêutron. A seguir, Landau elabora o conceito de A seguir, Landau elabora o conceito de
uma esfera de nêutrons.uma esfera de nêutrons. 1934: Baade e Zwicky conceberam 1934: Baade e Zwicky conceberam
que a energia responsável pelas que a energia responsável pelas supernovas poderia ser a energia supernovas poderia ser a energia gravitacional de um objeto altamente gravitacional de um objeto altamente compacto, como uma estrela de compacto, como uma estrela de nêutrons.nêutrons.
Um Breve Histórico 2Um Breve Histórico 2
1939: Tolman, Oppenheimer e Volkoff 1939: Tolman, Oppenheimer e Volkoff desenvolvem um formalismo para desenvolvem um formalismo para análise de tais objetos, considerados análise de tais objetos, considerados como estados gavitacionalmente como estados gavitacionalmente ligados de um gás de nêutrons.ligados de um gás de nêutrons.
R = 10 kmR = 10 km M = 0.77 MM = 0.77 Msol sol
= 6 . 10 g/cm= 6 . 10 g/cm14 3
Um Breve Histórico 3Um Breve Histórico 3
1964: Woltjer estima que estrelas de 1964: Woltjer estima que estrelas de nêutrons teriam campos magnéticos nêutrons teriam campos magnéticos da ordem de 10 gauss. da ordem de 10 gauss.
1967: Pacini propõe que uma estrela 1967: Pacini propõe que uma estrela de nêutrons altamente magnetizada de nêutrons altamente magnetizada poderia emitir energia.poderia emitir energia.
1967: Hewish e Bell descobrem o 1967: Hewish e Bell descobrem o primeiro pulsar. primeiro pulsar.
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Um Breve Histórico 4Um Breve Histórico 4
Pulsares: estrelas de nêutrons Pulsares: estrelas de nêutrons altamente magnetizadas em rotação.altamente magnetizadas em rotação.
O curto intervalos de tempo entre os O curto intervalos de tempo entre os pulsos emitidos pelo pulsar PSR pulsos emitidos pelo pulsar PSR 1919+21 (33 ms) foi fundamental 1919+21 (33 ms) foi fundamental para a identificação dos pulsares para a identificação dos pulsares com estrelas de nêutrons. com estrelas de nêutrons.
Vejamos como!Vejamos como!
Pulsares = Estrelas de Pulsares = Estrelas de Nêutrons ?Nêutrons ?
Para que um pulsar seja coeso, a força Para que um pulsar seja coeso, a força gravitacional no equador da estrela deve gravitacional no equador da estrela deve superar os efeitos centrífugos da rotação:superar os efeitos centrífugos da rotação:
Utilizando a desigualdade acima, a densidade de energia média do pulsar
será:
Pulsares = Estrelas de Pulsares = Estrelas de Nêutrons ??Nêutrons ??
Para haver estabilidade, a estrela deve ser Para haver estabilidade, a estrela deve ser eletricamente neutra.eletricamente neutra.
Consideremos uma partícula carregada na Consideremos uma partícula carregada na superfície de uma estrela também carregada. superfície de uma estrela também carregada. Deve valer:Deve valer:
Ou seja...Ou seja...
Pulsares devem, globalmente, ser Pulsares devem, globalmente, ser eletricamente neutros.eletricamente neutros.
Pulsares devem ter densidade da Pulsares devem ter densidade da ordem da densidade do núcleo ordem da densidade do núcleo atômico (a mesama densidade atômico (a mesama densidade prevista por Tolman, Oppenheimer prevista por Tolman, Oppenheimer e Volkoff para estrelas de nêutrons).e Volkoff para estrelas de nêutrons).
Portanto...Portanto...
Modelos para matéria nuclear podem ser Modelos para matéria nuclear podem ser utilizados para descrever a matéria que utilizados para descrever a matéria que compõe as estrelas de nêutrons!compõe as estrelas de nêutrons!
Para a matéria nuclear: um modelo efetivo Para a matéria nuclear: um modelo efetivo da QHD com graus de liberdade leptônicos e da QHD com graus de liberdade leptônicos e hadrônicos (bárions interagindo via troca de hadrônicos (bárions interagindo via troca de mésons).mésons).
Para a matéria de quarks: um modelo efetivo Para a matéria de quarks: um modelo efetivo alternativo à QCD (Modelo de Sacola do MIT).alternativo à QCD (Modelo de Sacola do MIT).
Matéria NuclearMatéria Nuclear
Um modelo efetivo Um modelo efetivo da QHDda QHD
Densidade Lagrangeana Densidade Lagrangeana
Partículas e Campos Partículas e Campos EnvolvidosEnvolvidos
Primeiros Passos do Primeiros Passos do CálculoCálculo
Parâmetros da matéria nuclear:Densidade de saturação: 0 = 0.17 fm-3
Energia de ligação na saturação: B= -16 MeVCoeficiente de assimetria: a4 = 32.5 MeV
Segundo: determinação das constantes de acoplamento méson-núcleon (gN, gN, gN).
Antes de mais nada: escolher um conjunto de parâmetros , and .
Escolha dos ParâmetrosEscolha dos Parâmetros
Modelo Escalar: variável;
massa efetiva do núcleon no intervalo 0.7MN - 0.8MN 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...
Matéria de QuarksMatéria de Quarks
Um modelo Um modelo alternativo à QCDalternativo à QCD
Modelo de Sacola do MITModelo de Sacola do MIT
Propriedades dos QuarksPropriedades dos Quarks
A Constante de Sacola BA Constante de Sacola B
Energia para criar uma “bolha confinante” no Energia para criar uma “bolha confinante” no vácuo.vácuo.
Pressão que a sacola exerce de modo a Pressão que a sacola exerce de modo a contrabalançar a pressão dos quarks.contrabalançar a pressão dos quarks.
Dados de espectroscopia hadrônica e Dados de espectroscopia hadrônica e considerações de meta-estabilidade nos levam considerações de meta-estabilidade nos levam a concluir que:a concluir que:
Valor considerado neste trabalho:
Estrelas HíbridasEstrelas Híbridas
E transições de fase na E transições de fase na matéria nuclearmatéria nuclear
Transição de FaseTransição de Fase
Quarks: força forte implica confinamento Quarks: força forte implica confinamento absoluto e liberdade assintótica.absoluto e liberdade assintótica.
Devido a essa primeira característica, quarks Devido a essa primeira característica, quarks aparecem na antureza apenas em combinação aparecem na antureza apenas em combinação com outros quarks ou anti-quarks.com outros quarks ou anti-quarks.
Devido à segunda característica, em altas Devido à segunda característica, em altas densidades, partículas constituídas por quarks densidades, partículas constituídas por quarks devem se interpenetrar.devem se interpenetrar.
Nesse limite de alta energia, conceitos de Nesse limite de alta energia, conceitos de núcleon e matéria nuclear deixam de ter núcleon e matéria nuclear deixam de ter sentido.sentido.
O Plasma de Quarks e O Plasma de Quarks e GlúonsGlúons
O novo estado assim formado é o O novo estado assim formado é o QGP.QGP.
Evidências experimentais do QGP Evidências experimentais do QGP já foram apresentadas pelos já foram apresentadas pelos cientistas do CERN e do RHIC cientistas do CERN e do RHIC (2000).(2000).
Termodinâmica da Termodinâmica da TransiçãoTransição
Consideramos uma transição de Consideramos uma transição de fase de primeira ordem, fase de primeira ordem, estabelecida de acordo com o estabelecida de acordo com o critério de Gibbs:critério de Gibbs:
= 0.07
= 0.07
Construção de Estrelas Construção de Estrelas HíbridasHíbridas
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.
ConclusõesConclusões
Dentro da faixa fenomenológica do parâmetro Dentro da faixa fenomenológica do parâmetro ajustável ajustável , a densidade de transição de fase , a densidade de transição de fase aumenta continuamente de cerca de 0.30 fm aumenta continuamente de cerca de 0.30 fm até um máximo de 0.38 fm (esses até um máximo de 0.38 fm (esses valores são da ordem de duas vezes a valores são da ordem de duas vezes a densidade da matéria nuclear na saturação).densidade da matéria nuclear na saturação).
Para uma estrela híbrida, a massa máxima Para uma estrela híbrida, a massa máxima está entre 1.45MSol e 1.75MSol.está entre 1.45MSol e 1.75MSol.
Para uma estrela híbrida, o raio máximo está Para uma estrela híbrida, o raio máximo está entre 15km e 15.7km.entre 15km e 15.7km.
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