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´
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e
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Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
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Introducci´n
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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
=
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e
a
8π G
κc 2
ρ− 2
3
a
(1)
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Estrellas de Neutrones
Estrellas de neutrones puras
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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 !.
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e
a
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o
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Estrellas de Neutrones
Estrellas de neutrones puras
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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−
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e
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(4)Inflaci´n en la teor´ de cuerdas: Inflaci´n de branas
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o
´
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Estrellas de Neutrones
Estrellas de neutrones puras
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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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con :
Estrellas de Neutrones
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4π r 2 (r )
dM (r )
= 4π r 2 ρ(r ) =
dr
c2
bibliograf´
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(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 )
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e
a
1+
4π r 3 p (r )
M (r )c 2
1−
2GM (r )
c 2r
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