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极端条件下物质形态 matter under extreme conditions. 浙江近代物理中心鲁定辉 [email protected]. Big Bang + Inflation 时间( s) 温度( eV) 事件 10 -36 10 24 大统一时期 10 -32 10 23 暴涨开始 10 -12 10 12 电弱相变 10 -6 10 9 质子、中子产生 10 -2 -10 2 10 6-7 核合成 - PowerPoint PPT Presentation
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极端条件下物质形态 matter under extreme conditions
浙江近代物理中心鲁定辉[email protected]
宇宙学模型
Big Bang + Inflation
时间 (s) 温度 (eV) 事件10 - 36 1024 大统一时期10 - 32 1023 暴涨开始10 - 12 1012 电弱相变10 - 6 109 质子、中子产生10 - 2 - 102 106 - 7 核合成1013 1 原子形成,星系1017 - 18 10 - 4 ( 3K , 137+2
亿年 )
中子星和夸克星 (QGP) QGP: a state of matter in which the quarks inside
protons and neutrons will blend together in a high-energy soup.
惯性约束聚变 (ICF) 有关的 HEDP 拍瓦( 10^15-Petawatt )激光与等离子体相互作用
Data: 实验室与天体观测相结合
QCD 相图
实验室
Rho 2001
天体粒子
phase diagram
Keck telescopes onMauna Kea, Hawaii
Very Large Telescope (VLT) onCerro Paranal in northern Chile
HST in orbit
•国际上高精度天体观测设备 Hubble 空间望远镜
多种望远镜和探测器(射电、红外、 X 射线和射线、宇宙线等
钱德拉 X 射线 (2004) :
“Cassiopeia A” ,仙后座的巨大超新星恒星残留,距离地球有 1 万光年。爆炸图像显示该恒星已经坍
缩成为一颗新生的中子星 . 包含的大量有价值信息足够天文学家们花上几年的时间来深入分析研究。
直径 10 公里,质量却比地球大 100万倍。像陀螺似的旋转高速摆动,以每秒 3 次的频率发出无线电脉冲。
39 年 ,Tolman-Oppenheimer-Volkoff.
67 年 ;Bell-Hewish. 74 年 Nobel prize
已经发现 400 多颗。 银河系可能有 10 万
颗!
Cross section
Relativity :压强向中心递增 内核:超流体,奇异星 中心:夸克物质( QGP ,新结构,色超导 ) 温度效应?
GTRgR 82
1
RHIC
Au 核加速到约 200AGeV (质心系动能),金核对撞产生自由形态的夸克,这时夸克 - 胶子等离子体运动形式与理想液体性质十分相似(粘性极低)
液气相变 -- 高能质子轰击金核
实验证明了热斑的形成 Nature V.412,798(2001)
内爆压缩( DT 靶丸)
L=1200m
L=1350m
L=1600m
实验
模拟
NIF (国家点火装置) : 1.8MJ(5-10ns), 计划 2006 年 48 束, 2008-2009 年 192 束。 2010 年左右将在实验室中演示热核点火和自持燃烧过程。 ( 我国 2020 年点火 )
巨行星(氢)演化与状态方程关系敏感( D2 的 EOS )
中子星或黑洞对白矮星的强烈的吸积(形成吸积盘)发射的 X射线,以及 X 射线引起的光致电离等离子体(平衡和非平衡)是研究吸积致密天体动力学的重要内容。
相对论重离子碰撞(非平衡输运过程)中子星的结构
GTRgR 82
1
Questions:1. 如何描述高温,高密度物质?2. 夸克自由度重要吗?3. 诊断 : QGP 信号 (周期变化 ,双轻子 ,j/psi) 核聚变产物
物态方程 1
D 和 Cu 状态方程图 约 1Mb 条件下氘的 EOS 出现以前未知的状态
物态方程 2
Conventional approach
非相对论 Schrodinger 方程 (Lippman-Schwinger Eq) + N-N potential 3N system (Faddeev Eq) 4N system (Yacubovsky Eq) ……. Nuclear matter (208Pb center)
( Hartree-Fock, MFT)
Saturation (饱和性 )
结合能 ( -16MeV ) 费米动量( 1.36 fm^-1 )
Quantum Hadrodynamics
Many baryon problem Consistent framework (Lorentz covariance) QCD-motivated (Lagrangian , symmetries)
VVmFF
mgMVgiL
V
SSV
2
22
2
1
4
1
)(2
1)]()([
Why Sigma, Omega meson?
Mean Field Theory场方程由 Euler-Lagrange 方程给出:
均匀核物质
0)](([
)(2
2
SV
VV
SS
gMVgi
gVmF
gm
02
000
20
)(
)(
V
V
S
S
m
gVxV
m
gx
Equation of State -Relates pressure and energy density
由能动量张量给出:
静态流体
gmVmi
LgL
T
SV )2
1
2
1(
)(
2220
2
00
3
1
T
TP ii
物态方程
2*2
0
33
2*2
22
2
2
2*2
2
0
33
2*2
22
2
2
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22
)2(3)(
22
MkkdMMg
m
m
g
Mk
kkdMM
g
m
m
gP
F
F
k
S
SB
V
V
k
S
SB
V
V
耦合常数
9.195
1.267
22
22
22
22
Mm
gC
Mm
gC
V
VV
S
SS
中子星(白矮星,黑洞) 是检验核物理,粒子物理,凝聚态物理,强磁场,广义
相对论的宇宙实验室! ( 4 种力!)物态方程对其演化至关重要! Oppenheimer-Volkoff equation
静态球对称恒星结构基本方程(外解与Schwarzschild度规连接)
')'('4)(
)(21
)(
)(41
)(
)(1
)()(
0
2
13
2
drrrrm
r
rGm
rm
rpr
r
rp
r
rrGm
dr
dp
r
其中
qmc1
qmc3
质量与中心密度 (QHD,QMC)
质量 -半径关系
对于有限温度问题 用 bag估算
015.0
3
5
/72.0
144
30
fm
Bc
c
fm
MeVT
温度场论
核物质,奇异物质,夸克物质的热力学性质,物态方程,相变
强作用系统的相变:液气相变,手征相变,夸克退禁闭相变,色超导相变
强子性质(质量,耦合“常”数)随温度的变化
热力学势 TkBH
B
BeTrZ
ZTkVV/)(
00 ln),;,(
由热力学关系得到
其中重子数随温度分布22
/])([
/
1
1)( *
VVB
TkkEkk
mg
enn
B
)]()([)2(
)]()([)2(
)(22
)]()([)2(3
)(22
0
33
2*2
0
33
2*2
22
2
2
2*2
2
0
33
2*2
22
2
2
TnTnkd
TnTnMkkdMMg
m
m
g
TnTnMk
kkdMM
g
m
m
gP
kk
k
B
kk
k
S
SB
V
V
kk
k
S
SB
V
V
F
F
F
0/,0/ 00 V
Eos with T
模型的改进? 如以 QHD 为基础提出新的状态方程 Serot and Walecka, Adv. Nucl. Phys. 16,1(1986) Furnstahl,Serot,Tang,NPA615,441(1997) QMC:Gichon e.a.NPA601,349(1996) Other effective field theory (NJL model) ref: W.Bentz e.a., nucl-th/0210067 ref: Wilczek e.a. CFL, NPB537(1999)443 PRL86(2001)3492
Open questions
更完整的致密天体图象(中子星,奇异星,夸克星,或其混合)
新物质结构,强子相到夸克相相变规律毫秒,亚毫秒脉冲星的发现
( Chandra,INTEGRAL)旋转中子星的解?(与 Kerr 度规连接)强磁场 (exp(12) 高斯 )影响 --两极喷射
1 Quark matter is not simple Fermi gas, since the interaction between quarks could cause Fermi-sea unable
Space homogeneity: 2SC, CFL, LOFF state
Space inhomogeneity? e.g., lattice structure?
Hybrid star 猜想
Strange matter in bulk is absolutely stable?
Bodmer-Witten
In certain neutron stars the shedding of angular momentum and energy over time causes the star to contract. As the star's core density increases, some neutrons can "melt," creating an environment in which normally unstable particles such as hyperons and strange quarks can survive indefinitely(?) and can even come to predominate in more and more of the star (a, b, c). An estimated 1% of all neutron stars are undergoing this sort of transition.
CollapseCollapseCollapseCollapseBurning PhaseBurning PhaseBurning PhaseBurning Phase Supernova ExplosionSupernova ExplosionSupernova ExplosionSupernova Explosion
Neutron Stars
or
Strange stars?
Witten (1984), PRD, 30, 272
Haensel et al. (1986), A&A, 160, 121
Alcock et al. (1986), ApJ, 310, 261
Neutron stars or Strange stars?Neutron stars or Strange stars?
“QGP & quark stars” http://vega.bac.pku.edu.cn/~rxxu R.X. Xu
Three issues are challenging the conventional neutron stars models:
1, Drifting subpulses2, Thermal spectra of NSs3, Precession of radio pulsars
学问学问,要学“问” 思考题:1. 中子磁矩,质子自旋之起源?2. 原子弹、氢弹物理机制有何不同?
欢迎有兴趣同学与我 e-mail联系讨论 (SRTP ,毕业论文等 )
谢谢各位!