عنوان پایان‌نامه
فرایندهای گسیل نوترینو ازستاره های نوترونی
- رشته تحصیلی
- فیزیک-هسته‌ای
- مقطع تحصیلی
- کارشناسی ارشد
- محل دفاع
- کتابخانه پردیس علوم شماره ثبت: 5344;کتابخانه مرکزی -تالار اطلاع رسانی شماره ثبت: 71441
- تاریخ دفاع
- ۰۴ مهر ۱۳۹۴
- دانشجو
- اکبر خدائی
- استاد راهنما
- حمیدرضا مشفق
- چکیده
- ستاره¬های نوترونی بقایای انفجارهای ابرنواختری هستند که بدلیل گرانی بسیار زیاد پس از انفجار در مرکز باقی می¬مانند و تشکیل یک ستاره¬ی کوچک و بسیار چگال را می-دهند. دمای ستاره در ابتدا بسیار بالا و در حدود1012 درجه کلوین است اما با گسیل نوترینو طی واکنش¬های هسته¬ای ضعیف در مدت چند دقیقه ستاره سرد می¬شود و به دمایی زیر 1010 درجه کلوین می¬رسد. بررسی تحول دمایی ستاره می¬تواند اطلاعات مهمی درباره¬ی وجود فازهای مختلف ماده، وجود ابرشارگی و احتمال وجود ستاره¬های کوارکی به ما بدهد. فرایندهای هسته¬ای ضعیف از نوع یورکای اصلاح شده مهم¬ترین نقش را در سرد شدن ستاره¬های نوترونی دارند. نرخ انجام این فرایند به برهم¬کنش¬های هسته¬ای نوترون-نوترون و نوترون-پروتون وابسته است. تاکنون تقریب¬های مختلفی برای وارد کردن اثر برهم¬کنش¬های هسته¬ای انجام شده است. ما در این تحقیق اثر برهم¬کنش¬های هسته¬ای را با استفاده از یک پتانسیل واقعی هسته¬ای انجام داده¬ایم. برای این منظور توابع هم¬بستگی هسته¬ای در دو بخش مرکزی و تانسوری در نظر گرفته¬ایم و با استفاده از مدل وردشی پایین¬ترین مرتبه مقید LOCV (Lowest Order Constrained Variation) آنها را به صورت وابسته به چگالی وارد محاسبات مربوط به گسیلندگی نوترینو کرده¬ایم. در انتها معادله¬ی سرد شدن ستاره را فقط با استفاده از فرایند یورکای اصلاح شده حل کرده¬ایم و منحنی سرد شدن ستاره را بر حسب دما بدست آورده¬ایم. نتایج ما نشان می¬دهد که گسیلندگی نوترینو به طور محسوسی به چگالی وابسته است و برخلاف سایر مدل-ها در چگالی¬های بالا کاهش می¬یابد. این نتیجه بر نمودارهای سرد شدن ستاره نیز تاثیر می¬گذارد و باعث می¬شود ستاره¬های چگال¬تر دیرتر از آنی که قبلا تصورش می-شد سرد شوند. واژه‌های کلیدی: ستاره نوترونی؛ گسیل نوترینو؛ سرد شدن ستاره¬های نوترونی.
- Abstract
- Neutron stars are the remnants of supernova explosion that due to huge gravity remain in the core and build a new small dense star. Temperature of the star immediately after birth is about but due to neutrino emission with nuclear weak interactions, the star temperature decreases to about . Knowing the thermal evolution of neutron star yields information about on such temperature-sensetive properties as transport coefficient, transition to superfluid states, crust solidification, internal pulsar heating mechanisms such as frictional dissipation at the crust superfluid interfaces, and so on. Weak nuclear process such as Modified Urca process , has the most important effect on the cooling of neutron stars. Rate of this proccess in the entire star depends on strong n-n and n-p interactions. Effects of strong interactions have been calculated in various approximations. In this research we consider the effect of strong interactions with a realistic nuclear potential. For this purpose we have included two body central and tensoral density-dependent correlation functions and we have calculated neutrino emissivity by them with Lowest Order Constrained Variation (LOCV) method. Finally we calculated the cooling equation just with modified Urca process and drew the cooling curves. Our results show that neutrino emissivity significantly depends on density of matter and unlike other models decreases when density increases. This result affects the cooling curve and makes stars to be cool slowler than previously was thought. Keywords: Neutron Stars, Neutrino Emission, Neutron Stars Cooling
