ESTRELAS de NEUTRÕES:um laboratótrio de física nuclear, física de partículas e
relatividade geral!
Constança Providência
Departamento de FísicaUniversidade de Coimbra
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 1 / 61
1 Um pouco de história...
2 2M�: um desafio
3 NS: uma previsão simples
4 Formação de uma estrela de neutrões (NS)
5 Observação de estrelas
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Quem detectou a primeira estrela de neutrões?
Espetámos mais de1000 postes e 2000dipólos entre eles,Jocelyn Bell
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Quem detectou a primeira estrela de neutrões?
Nobel da Física em 1974
Em 1967, Jocelyn Bell e Antony Hewish detetam a emissão depulsos regulares de ondas de radio. Chamam a este fenómeno:Little Green Man - 1A radiação foi interpretada como sendo emitida por umaestrela de neutrões isolada e em rotação.
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Nebulosa Caranguejo e Pulsar do Caranguejo
Remanescente da supernova SN 1054registrada como uma estrela visível à luz do dia, por astrónomoschineses e árabes em 1054.Fica à distância de cerca de 6 300 anos-luz da Terra. No seu interior:um pulsar descoberto em 1968.
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Pulsar do Caranguejo PSR B0531+21Propiedades de uma estrela de neutrões “canónica”
Nome: PSR B0531+21 Constelação: TaurusMassa: 1.4 M� Raio: ∼ 10 KmDensidade: 1015 g/cm3 Pressão: 1029 atmTemperatura da superfície: 106 K velocidade de escape: 0.6 cPeríodo: 33 s Campo magnético: 1012G
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Tamanho de uma estrela de neutrõesDiâmetro: 20-30 km
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O Pai da física nuclearErnest Rutherford, 1912
alvoouro
fonte
detector
vacuo
Ernest RutherfordPropõe em 1911:o modelo do átomonasce a Física Nuclear!Ganhou o prémio Nobel da Química em1908.
modelo de Rutherford:99% da massa do átomoconcentrada num ponto
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Massa limite de ChandrasekharColapso de uma anã branca - 1931
Subramanyan ChandrasekharPrémio Nobel em 1983 (com William A. Fowler)pela sua teoria matemática dos buracos negros
Quando eletrões se tornam relativistasa pressão que exercem enfraquece.prel ∼ ρ4/3, vs pnonrel ∼ ρ5/3
Uma anã branca com M > 1.4M� colapsa!
For a star of small massthe white-dwarf stage is an initial steptowards complete extinction.A star of large masscannot pass into the white-dwarf stageand one is left speculating on other possibilities.
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Estrela de neutrõesUma primeira proposta?
Lev Landauno artigo “On the theory of stars” (1932)Calcula a massa máxima de uma estrelaPropõe a existência de estrelas densasformadas por um núcleo atómico gigante
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O neutrãoJames Chadwick, 1932
James ChadwickDescobre o neutrão:- partícula neutra, sem carga eléctrica- não é repelida pela carga eléctrica do núcleo.- penetra os núcleos- dividi os núcleos em duas ou mais partes.Ganhou o prémio Nobel em 1935.
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Estrela de neutrões: a primeira proposta!Walter Baade e Fritz Zwicky, 1933
W Baade
F Zwicky
Logo após a descoberta do neutrão, em 1933:
os astrónomos Walter Baade e Fritz Zwicky propõema existência de estrelas de neutrões com um raio decerca de 10 kmSeriam o resultado de uma supernova!
With all reserve we advance the view that supernovaerepresent the transition from ordinary stars into “neutronstars”, which in their final stages consist of extremelyclosed packed neutrons
Como observar um objecto tão pequeno?
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Estrela de neutrões: a primeira proposta!Los Angeles Times de 19 Janeiro de 1934.
“Cosmic rays are causedby exploding stars whichburn with a fire equalto 100 million suns andthen shrivel from 1/2 mil-lion mile diameters tolittle spheres 14 milesthick, says Prof. FritzZwicky, Swiss Physicist.”
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Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkov (TOV)Equação de TOV, 1939
Tolman
Oppenheimer
Volkov
Soluções estáticas das equações de campo deEinstein para um fluido perfeito com simetria esférica
dpdr
= −Gε(r) m(r)
[1 + p(r)
ε(r)c2
] [1 + 4πr3p(r)
m(r)c2
]r2[1− 2Gm(r)
c2r
]m(r) = 4π
∫ r
0dr ′r ′2ε(r ′)
NS formada por um gás de Fermi de neutrões livres:massa máxima de uma estrela estável ∼ 0.7M�.Se M > 0.7M� estrela colapsa num buraco negro!
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Interação nuclear
0.7 M� → valor não realístico, falta a interação nuclearAs massas das estrelas de neutrões tornam a astrofísica e físicanuclear interligadas!
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Astro-Nuclear-Physics
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Massas de Estrelas de Neutrões
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O que é um pulsar?
pulsar
eixo de rotação magnético
eixo
para a
Terra
Pulsares: são estrelas de neutrões em rotação emitindo ondaselectromagnéticas com intensidade variável em períodos regulares.O período varia de 0.001 segundo a 2 segundo
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Ouvir um Pulsar
http://www.jb.man.ac.uk/pulsar/Education/Sounds/sounds.html
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Pulsar PSR J1614-2230, binário com anã brancaDemorest et al, Nature 467 (7319) 2010Descoberto pelo Radio-telescópio Parkes (Austrália), 2006
Propriedades:Mass 1.97±0.04M�Radius 13± 2 kmPeríodo rotação 3.15 ms
-40
-30
-20
-10
0
10
20
30
-40
-30
-20
-10
0
10
20
30
Tim
ing
re
sid
ua
l (µ
s)
-40
-30
-20
-10
0
10
20
30
0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0
Orbital Phase (turns)
Massa medida comgrande precisão pelo“atraso de Shapiro”
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Pulsar PSR J0348+0432, binário com anã brancaJ Antoniadis, P. Freire et al, Science 340 (6131) 2013Descoberto pelo Radio-telescópio Green Bank Telescope, USA, 2007
Propriedades:
Massa 2.01±0.04M�Raio 13± 2 kmPeríodo órbita 2h 27mPeríodo rotação 39 ms
Grande massa e pequenoperíodo orbital permite mediçãodo decaimento da órbita devidoà emissão de ondas gravita-cionais previstas pela teoria darelatividade
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 21 / 61
Que restrições podemos impor?Gráficos Massa/Raio
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2M�: que questões são colocadas ?
Haverá matéria exótica no interior duma NS?
Quais são os constituintes de uma estrela de neutrões?I neutrões, protões, electrõesI se ρ & 0.11 fm−3, µe > mµ → é energeticamente favorável o
aparecimento de muõesI se ρ & 0.3 fm−3, µn > mΛ → é energeticamente favorável o
aparecimento dos hiperões ΛI se ρ & 0.5− 0.6 fm−3, ωK ∼ µe → aparecimento de um
condensado de kaões
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De que é feita uma estrela de neutrões?
du
uu
d d
u s
d
u
hiperãoLambda
s
d
d
fase pasta na crusta?
s
u
d
neutrão
protãokaão
pião
uu
d
sd
u
d d
d
d
d
s
s
ss
s
d
u
s
s
d
d
u
d
d
d
u
s
s
matéria de quarks
hiperão
Sigma
no centro
Matéria de quarks?
, µ, π, Κ, Λ, Σ ...)
~ 1 km de espessura
Crusta sólida
(n, p, e −com mais algumas partículas
diâmetro ~ 15 Km
Estrela de neutrõesmassa ~ 1,5 a massa do Sol
Interior líquido e pesadoquase só neutrões
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Neutron star interior I
Hydrogen/Heatmosphere
R ~ 10 km
n,p,e, µ
neutron star withpion condensate
quark−hybridstar
hyperon star
g/cm3
1011
g/cm3
106
g/cm3
1014
Fe
−π
K−
s ue r c n d c t
gp
oni
u
p
r oto
ns
color−superconductingstrange quark matter(u,d,s quarks)
CFL−K +
CFL−K0
CFL−0
π
n,p,e, µ
quarksu,d,s
2SCCSLgCFL
LOFF
crust
N+e
H
traditional neutron star
strange star
N+e+n
Σ,Λ
,Ξ,∆
n superfluid
nucleon star
CFL
CFL
2SC
F. Weber, Prog.Part.Nucl.Phys.54:193-288,2005(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 25 / 61
2M�:matéria exótica excluída?
(fm ) −4ε
p (
fm )
−4
pnHq
pnH
pn
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
0 1 2 3 4 5 6
R (km)
M/M
pnH
pnHq
pnJ1614−2230
0
0.5
1
1.5
2
2.5
10 12 14 16 18 20
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 26 / 61
Neutron star interior II
Dany Page, UNAM, México
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Crustcold catalyzed matter
(Chamel and Haensel, Living Reviews 2008)
Surface on NS: p = 0
Lowest energy state of hadronic matter at zero compression and T: 56Fe
a bit deeper: nuclei embedded in a electron sea
ρ > ρdrip: nucleons form clusters not necessarily spherical that take uplattice positions in a background gas of neutrons and electrons
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 28 / 61
Pasta phase
In the inner crust the attractive nuclear and repulsive atomiclength scales are comparable
I leads to a complex ground stateI gives rise to non-spherical shapes (rod, slabs, tubes, bubbles...)I should have unusual dynamical and transport properties
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 29 / 61
Pasta phaseDifferent methods
QMCMC
TF
3D−HF
3D-HF (Newton &Stone),CMD (Horowitz et. al),QMD (Watanabe et al)
TF (Okomada et al)
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Estrelas de neutrões e o Diagrama de fases da QCD
CFL
ColorSuperconductor
µbaryon
NucleiNeutron Stars
Heavy Ion Collisions
Relativistic
Quark−Gluon−Plasma
Hadron Gas
Ea
rly
Un
iverse~ 170
T(M
eV
)
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Estrela de neutrões: previsão simplesFórmula de von WeisäckerA massa de um núcleo com Z protões e A = N + Z nucleões:
M(Z ,A) c2 = Z mp c2 + (A− Z ) mnc2 − B(Z ,A)
onde B(Z ,A) é a energia de ligação, parametrizada por
B(Z ,A) = − avol A + asur A2/3
+ aCoulZ 2
A1/3 + asim(Z − N)2
A+ δap A−1/3
R = r0A1/3 fm(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 32 / 61
Energia de ligação nuclear:B(Z ,A)Resultados experimentais
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 33 / 61
Estrela de neutrões: previsão simplesEnergia gravítica
Núcleo só de neutrões não é estável: B(A,Z ) > 0!Mas se incluirmos a força gravítica (atractiva)Energia gravítica de uma esfera de massa M = A Mn
Egrav = −35
GM2
REnergia elétrica de uma esfera de carga Q = Ze
ECoul =35
e2
4πε0Z 2
R
B(A,Z )/A = − avol +asurA1/3
+3
5r0
(Z 2
A2 e2 −Gm2N
)A2/3
+ asim
(Z − N
A
)2
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 34 / 61
Estrela de neutrões: previsão simples
Se considerarmos A muito grandeobtemos um “núcleo” estável com
A ≤ 1056
R ∼ 5− 10 Km,M ∼ 1/10M⊙,
ρ ∼ (2− 6)× 1014 g/cm3
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 35 / 61
Energia de simetriaRestrições experimentais, Tsang et al PRC86
0
20
40
60
80
100
120
140
0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5
asym
(M
eV
)
ρ/ρ0
L=75 MeV
L=50 MeV
L=111 MeVΛσΛω
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 36 / 61
Energia de simetria e estrelas de neutrões
0
0.5
1
1.5
2
10 11 12 13 14 15 16 17 18
M/M
Su
n
R [km]
J0348+0432
TM1-2
Λ1Λ2Λ3Λ4Λ5Λ6Σ3Ξ2
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 37 / 61
Estrelas de neutrões: um laboratório de matéria densa
As estrelas de neutrões são um verdadeiro laboratório quepermite testar
I física nuclear: energias altas, matéria muito rica em neutrões
I QCD: desconfinamento, matéria de quarks, fases supercondutoras na cor
I superfluides nuclear: propriedades como a temperatura crítica
modelo microscópico→ equação de estado→ massa-raio
equação de estado→ massa máxima, freqUeñcia de spin(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 38 / 61
Impondo 2M�Fortin et al PRC 94,035804
(Fortin et al 2016) (Fortin et al 2016)
Todas as EoS são causãi e prevêem M > 2.M�I intervalo de raios:3km (1M�) e 4km (2M�)
impondo restrições lab e teóricas:only 4 models remainI intervalo de raios:1km (1M�) e 2km (2M�)I grande incerteza a massas altas: falts informação sobre a equação de
estado a altas densidades!(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 39 / 61
Que informação temos a altas densidades?
1 10 100 1000
Quark Chemical Potential µ − µ iron
/3 (MeV)
1e−06
0.001
1
1000
Pre
ssure
(M
eV
fm −
3 )
inner
outermatterneutron
crust
crust
pQCDmatter
?
SB limit
Central µin maximallymassive stars Maximal
limiting µ
(Kurkela ApJ 789, 2014)T = 0 QCD perturbativo a altas densidades (pQCD)
I estado da arte (Kurkela et al PRD81 2010): cálculo perturbativo
I EOS converge razoavelmente bem para r µB > 2.6GeV
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 40 / 61
Como evolui uma estrela?
H −> He
Sequênciaprincipal
Sequênciaprincipal
Sequênciaprincipal
He −> C/O
H −> He He−C−O−Ne−Mg
He−C−O−Ne−Mg
He
vermelhaGigante
He
vermelhaGigante
planetáriaNebulosa
Nuvem em construção proto−
−estrela
25 M < M < 100 MS
S
0,8
M <
M <
8 M
S
S
S8 M < M < 25 M
S
Anãbranca
??
buraconegro
H −> He
−> Fe
Supergigante vermelha
Supergigante vermelha Supernova
SupernovaEstrela Wolf−Rayet
neutrões
Estrela de
quarks ???Estrela de
Evolução estelar.
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 41 / 61
Estágios de uma estrela com 25 M�
Combustível Produtos Temperatura densidade duração(K) (g/cm3) (anos)
hidrogénio hélio 7×107 10 107
hélio(3-α) C, O 2×108 2000 106
carbono Ne, Na, Mg, Al 8×108 106 103
neon O, Mg 1.6× 109 107 3oxigénio Si, S, Ar, Ca 1.8×109 107 0.3silício Ni (decai em Fe) 2.5×109 108 5 dias
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 42 / 61
Porque só até ao ferro?
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 43 / 61
Uma estrutura em camadas: pré-supernova
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 44 / 61
As estrelas também morrem?
Uma estrela morre quando deixa de realizar a fusão nuclear, ecolapsa. A força gravítica vence!!
COLAPSO→ SUPERNOVANeutralização da dos protões reduz a pressão exercida peloseletrões
p + e→ n + ν̄
Durante o colapso, protões e electrões combinam-se para formarneutrões, daí o nome estrela de neutrões.A energia emitida durante uma explosão de supernova é∼ 1− 100× 1051 erg= 1-100 foeO Sol, se durante a sua vida toda tivesse a luminosidade atual,libertaria um total de 1.2 foe.
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 45 / 61
O que é uma supernova?
SN 1604Supernova observada porKeplerChandra X-ray Observatorycompilação de radiação:raios X, óptica e infravermelho
Sobressai em toda a galáxia até desaparecer após algumas semanasNeste curto tempo emite mais energia que o Sol em toda a suavida!
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 46 / 61
Colapso de uma estrela: supernova
a) formou-se um core de ferrob) massa de Chandrasekharatingida:colapso começac) o interior é comprimidod) o material cai sobre o core, éreenviado para fora numa ondade choquee) a onda de choque começa aestagnar e é revigorada por pro-cessos com neutrinosf) o mateiral de fora detonadeixando no centro uma NS
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 47 / 61
Evolução duma protoestrela de neutrões
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 48 / 61
Evolução duma protoestrela de neutrõesPossíveis consequências: surto de raios gama?Arrefecimento de uma estrela com condensado de kaões:dará origem a um buraco negro?
1.8
1.9
2
2.1
2.2
2.3
2.4
1.8 1.9 2 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7
M (
M⊙
)
Mb (M⊙
)
GM1 L=59.6 MeV
S=1 Yl=0.4S=2 Yl=0.0
S=0
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 49 / 61
Como podemos observar as estrelas?Espectro electromagnético
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 50 / 61
Mas será que toda a radiação chega à Terra?Transparência e opacidade da atmosfera
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 51 / 61
Chandra e NuSTARObservação de RX
Chandra é o observatório de raios X da NASA, lançado em 1999NuSTAR: telescópio de raios X da NASA, lançado em 2012Projetados para observar raios X de regiões remotas do espaço
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 52 / 61
O Hubble e o VLT - Very Large TelescopeObservação no visível
Very Large Telescope (European Southern Observatory ESO)I Maior conjunto de telescópios ópticos do mundo, deserto de
Atacama, ChileHubble: O telescópio espacial Hubble, orbita em torno da Terradesde 1990, com período 97 minutos.
I Detecta luz visível sem ser distorcida pela atmosfera terrestre.
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 53 / 61
Telescópios de ondas de radio: agora e futuroALMA e o Square Kilometre Array - SKA
ALMA - Atacama Large Millimeter ArrayI 66 radio-telescópios 12m e 7 m de diâmetro, λ = 0.3− 9.6 mmI informação: nascimento das estrelas no universo primordial e
formação de planetasI Colaboração ESO, USA, Japão, Canada, Chile, 2011
Square Kilometre Array - SKAI Projeto que envolve21 paises.I As antenas distribuidas por 3000 km2: Austrália e África do Sul.I Informação: mapa dos céus será obtido 10 000 vezes mais
depressa.
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 54 / 61
O que é o LIGO?Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory
Hanford, Washington (USA)Interferómetro para detetar ondas gravitacionais (OG), é formadopor dois braços perpendiculares com 4 km de comprimentoformado por dois detetores ( Livingston e Hanford) separados de2000 milhas para permitir filtrar o ruído localPrimeiras OG detetadas: 14 de setembro de 2015Advanced LIGO: colaboração de vários países.Há outros detetores: Virgo (Itália), GEO 600 (Alemanha), TAMA300 (Japão) que também serão atualizados melhorando asensibilidade
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 55 / 61
Ondas gravitacionais
Ondas gravitacionais da fusão de duas estrelas de NSvariação comprimento 10−18 m
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 56 / 61
Ondas gravitacionais
Fusão de dois buracos negros de massas 36 e 29 M�energia emitida nas ondas gravitacionais: 3.0± 0.5 M�
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 57 / 61
Formação de um binário de estrelas de neutrões
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 58 / 61
Formação de um binário de estrelas de neutrões
Ver vídeos emhttps://compstar.uni-frankfurt.de/outreach/animations-cartoons/
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 59 / 61
Astronomia de multi-mensageiros & laboratório
New astrophysical measurementsI FAST, SKA
F more massive NSs?
F very fast spinning NSs?
F moment of inertia I?
I NICER, Athena (ESA 2028) (X-raytelescopes)
F simultaneous M,R with 5% precision on R
I LIGO/VIRGO: tidal deformability Λ
New nuclear measurementsI PREXII, CREX: neutron skin thickness
I More hyperon properties (J-PARC, FAIR,NICA...)
New European network PHAROS
Haensel EPJA 2016
1.0 1.5 2.0M[M⊙ ]
100
200
300
400
500
600
700
800
900
f[Hz]
J0337+1715
B1855+09/J1012+5307
J0751+1807
J1614−2230
J1713+0747
J0437−4715/J1738+0333
J1909−3744
J1804−2717
J2019+2425
J1045−4509
J1910−5959A
J1748−2446I
J0024−7204H
J0514−4002A
B1516+02B
J1903+0327
J1023+0038
J1807−2500B
J1748−2446a716 Hz
MTM1minMDH
min MNL3min
0 500 1000 1500 2000 2500 30000
500
1000
1500
2000
2500
3000
nl 303
nl 36 and nl3
02
nl 3 4
tm1
tm1-2
nl 3
RMF50%
90%Skyrme
SKI 5
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 60 / 61
Estrelas neutrões... O que falta descobrir? MUITO!PSR J1614−2230 e PSR J0348+043 com M ∼ 2.0M�terão matéria exótica no seu interior? Quarks livres?Qual é o raio de uma NS? Conhecer simultaneamente R e Mpermite eliminar muitos modelos nuclearesQual á a massa máxima NS? Permite conhecer a massa mínimade uma buraco negro e o número total de buracos negrosestelares no universoQue fases existem no diagram de fases da matéria densa e fria?Como podemos usar as NS para estudar estas fases?Qual a origem dos campos magnéticos ultra-fortes dosmagnetares?campo magnético magnetar: 1012 − 1015 gaussJá conseguiremos detetar as ondas gravitacionais emitidas porestrelas de neutrões! Que informação conseguimos obter?...
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 61 / 61
OBRIGADA.
(Quark!, Fevereiro 2018) Estrelas de neutrões 24 de fevereiro de 2018 62 / 61
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