Astrofísica de estrella de neutrones

´
ındice

Introducci´n
o

Estrellas de Neutrones

Estrellas de neutrones puras

bibliograf´
ıa

Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de
o
ıa
o
branas
Jhoan Eduar P´rez Vel´squez
e
a

4 de junio de 2012

Jhoan Eduar P´rez Vel´squez
e
a

Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
o
ıa
o

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Introducci´n
o

Estrellas de Neutrones

1Estrellas de Neutrones

3

Estrellas de neutrones puras

4

bibliograf´
ıa

Introducci´n
o

2

Estrellas de neutrones puras

bibliograf´
ıa

Jhoan Eduar P´rez Vel´squez
e
a

Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
o
ıa
o

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Introducci´n
o

Estrellas de Neutrones

Estrellas de neutrones puras

bibliograf´
ıa

Problemas de la cosmolog´est´ndar
ıa a
Cuando consideramos las condiciones iniciales que crearon el
universo, en el escenario dado por el Big Bang, se encuentran un
n´mero de rompecabezas. Tres de ellos, los m´s importantes, se
u
a
conocen como los problemas de la cosmolog´ est´ndar.
ıa
a
Problema del horizonte
Problema de la planicidad
Problema de la reliquias ex´ticas.
o
Utilizando la ecuaci´n de Friedmann:o
a
˙
a

2

=

Jhoan Eduar P´rez Vel´squez
e
a

8π G
κc 2
ρ− 2
3
a

(1)

Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
o
ıa
o

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Introducci´n
o

Estrellas de Neutrones

Estrellas de neutrones puras

bibliograf´
ıa

Propiedades y composici´n
o
Una estrella de neutrones es tipo de remanente estelar que resulta
del colapso gravitacional deuna estrella masiva por medio de una
supernova.
Su campo gravitacional es 2 ∗ 1011 veces m´s grande que el de
a
la tierra.
presentan campos magn´ticos muy grandes.
e
Son muy caliente y se sostienen debido a la presi´n de
o
degeneraci´n de neutrones.
o
Su radios no son muy grandes. se puede demostrar que el radio de
una estrella de neutrones est´ dado por :
a
Rns =

2
(18π )2/3
1/310
GMns

1
mH

8/3

(2)

Para una estrella de neutrones de masa M = 1,4M , esta ecuaci´n
o
da un valor de 4400m !.
Jhoan Eduar P´rez Vel´squez
e
a

Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
o
ıa
o

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Introducci´n
o

Estrellas de Neutrones

Estrellas de neutrones puras

bibliograf´
ıa

La densidad de una estrella de neutrones es realmentegrande,
6,65 ∗ 1017 kg /m3 t´
ıpicamente m´s grande que el del n´cleo
a
u
at´mico 2,3 ∗ 1017 kg /m3 .
o
Un modelo del interior de una estrella de neutrones depende de la
densidad en la diferentes capas de la estrella.
Neutronizaci´n
o
p + + e − → n + νe

(3)

superflu´
ıdo
superconductor
otras part´
ıculas elementales :
n → p+ + π−

Jhoan Eduar P´rez Vel´squez
e
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(4)Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
o
ıa
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Introducci´n
o

Estrellas de Neutrones

Estrellas de neutrones puras

bibliograf´
ıa

La ecuaci´n Tolman-Oppenheimer-Volkov
o
Comenzamos por una formulaci´n newtoniana:
o

Figura : Diagrama para la derivaci´n de la ecuaci´n 2
o
o

De aqu´ obtenemos :
ı
dp
G ρ(r )M (r )
G (r )M (r )
=−
=−
2
dr
r
c2r 2
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e
a

(5)

Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
o
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Introducci´n
o

con :

Estrellas de Neutrones

Estrellas de neutrones puras

4π r 2 (r )
dM (r )
= 4π r 2 ρ(r ) =
dr
c2

bibliograf´
ıa

(6)

Obtenemos :
r

r

r 2 dr ρ(r ) = 4π

M (r ) = 4π
0

r 2 dr (r )/c 2

(7)

0

Debemos tener encuenta los efectos relativistas, aplicando estos
efectos obtenemos la ecuaci´n Tolman-Oppenheimer-Volkov :
o
G (r )M (r )
dp (r )
=−
dr
c 2r 2

1+

p (r )
(r )

Jhoan Eduar P´rez Vel´squez
e
a

1+

4π r 3 p (r )
M (r )c 2

1−

2GM (r )
c 2r
(8)

Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
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ıa
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−1

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