Julho 2012Escola do CBPF Formação e estrutura de objetos estelares compactos Sergio B. Duarte...
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Julho 2012 Escola do CBPF
Formação e estrutura de Formação e estrutura de objetos estelares compactosobjetos estelares compactos
Sergio B. DuarteSergio B. Duarte
CBPF CBPF
Julho 2012 Escola de Verao - CBPF
ConteConteúdo do Cursoúdo do Curso
•Formação de objetos compactos na evolução estelar – o papel Formação de objetos compactos na evolução estelar – o papel da nucleossíntese no ciclo evolutivo. da nucleossíntese no ciclo evolutivo.
•Explosões de supernovas, mecanismos de explosão, geração de Explosões de supernovas, mecanismos de explosão, geração de fluxo de neutrinos, nucleossíntese explosiva e o papel dos fluxo de neutrinos, nucleossíntese explosiva e o papel dos neutrinos para a explosão e nucleossíntese em supernovas.neutrinos para a explosão e nucleossíntese em supernovas.
•A matéria densa e superdensa destes objetos e os neutrinos A matéria densa e superdensa destes objetos e os neutrinos aprisionados nos primeiros momentos de formação. Estrutura aprisionados nos primeiros momentos de formação. Estrutura e estabilidade de estrelas supercompactas e o papel da e estabilidade de estrelas supercompactas e o papel da Relatividade Geral Relatividade Geral
• Novos problemas observacionais e teóricos na área e suas Novos problemas observacionais e teóricos na área e suas conexões com as questões não respondidas sobre o plasma de conexões com as questões não respondidas sobre o plasma de quark e glúons, colocadas no contexto astrofísicoquark e glúons, colocadas no contexto astrofísico
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Objeto mais compacto: O Universo primordial
• Transição de fase 1-ordem: quarks livres em equilibrio termodinâmico passam a quarks confinados em hádrons3.
Transição adiabática : as bolhas se formam na co-existencias das fases hadrônica e de quarks.
Bolhas de quarks no Universo Bolhas de quarks no Universo PrimordialPrimordial
Julho 2004 Escola de Verao - CBPF
Visão Atual doVisão Atual do Universe UniversePequena HistóriaPequena HistóriaSuperstrings,Superstrings,
Quantum GravituyQuantum Gravituy
Modelo PadrãoModelo Padrão
QCDQCDDesacoplamento de fotons
Formação de Estruturaem grande escala
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10-16 metros
As Partículas fundamentais (Modelo Padrão)As Partículas fundamentais (Modelo Padrão)
QuarksQuarks
UpUp
(carga=+2/3(carga=+2/3))
CharmCharmCarga(+2/3)Carga(+2/3)
Top Top Carga(+2/3)Carga(+2/3)
Bosons Bosons MediadorMediador
es da es da ForçaForça
PhotonPhoton
Down Down (carga=-1/3)(carga=-1/3)
StrangeStrange(carga=-(carga=-
1/3)1/3)
Bottom Bottom (carga=-1/3)(carga=-1/3)
GluonsGluons
LeptonLeptonss
electron electron
(carga=-1)(carga=-1)MuonMuon
(carga=-1)(carga=-1)TauTau
(carga=-1)(carga=-1)W+ , W+ , W-W-
Neutrino Neutrino eletronico eletronico
neutrinoneutrino
MuonicoMuonicoNeutrinoNeutrino
tauonicotauonicoZZ
I (leves)I (leves) IIII III(pesados)III(pesados) HiggsoHiggsonn
(?)(?)
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Programa mundial de colisões Programa mundial de colisões UltrarelativisticasUltrarelativisticas
4-101.5-4.0< 1QGP (fm/c)
15-403.52.5 (GeV/fm3)
7000-1400020017s1/2(GeV)
LHCRHICSPSColisões Centrais
Julho 2004 Escola de Verao - CBPF
Julho 2012 Escola do CBPF
Primeiras estrelas estão nascendo ...
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PequenasPequenas fluctua fluctuaçõeções s desenvolveudesenvolveu parapara clusters clusters
dede galaxi galaxiaass
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Expansion of the UniverseExpansion of the Universe
t
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Edwin Hubble (1889-1953)Edwin Hubble (1889-1953)
Hubble trabalhando com100” telescope em Mt. Wilson, CA.
Lei de Hubble
V Hr
Estimado pelo efeito Doppler
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http://www.observatorio.ufmg.br/mes.htmProf. Alaor Chaves
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Supernova TypeI-a: Supernova TypeI-a: vela padrãovela padrão Na sua expansão o Universo esta Na sua expansão o Universo esta
acelerando...acelerando... Pressão negativaPressão negativa !! (dark energy) ? !! (dark energy) ? Cosmological Constant Cosmological Constant dodo Einstein Einstein Scalor field, Quintensence ..Scalor field, Quintensence ..
Surpresa Surpresa RecentRecentee
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Dados obtidos pelo Supernova Cosmology Project. A grandes distâncias a lei de Hubble é não linear, o que era esperado. Mas em vez de desaceleração, temos aceleração da expansão!
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A cor e o brilho das estrelas
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RadiaRadiação de Corpo Negroção de Corpo Negro
3 ( ) ( )d p E p f p
( )E p pc
3 /
2 1( )
(2 ) 1E kTf p
e
PlanckPlanck
2
3 /
8
(2 ) 1E kT
d p cp
dp e
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/p k c
32 3( )
( )kT I x
c
xkT
0 4 8 12 16 20X
0
0.4
0.8
1.2
1.6
I(x)
3.13Pico kT
3
3 /
8 ( / )
(2 ) 1kT
d c
d e
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ClassificaClassificação deção de eeststrelarelass
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Diagrama de Diagrama de Hertzsprung-RusselHertzsprung-Russel
Ejnar Hertzsprung (8.X.1873 - 21.X.1967).
Henry Norris Russell (25.X.1877 - 19.II.1957).
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NASCIMENTO DE ESTRELAS
Colar de Estrelas em Formação Contornando o Núcleo de uma Galáxia - Foto do Telescópio Hubble
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Da Matéria InterstelarDa Matéria Interstelar aa EstrelaEstrela
Frio, escuro e densa nuven interstelar
Grande —10-100 parsecs da extensão (1014 – 1015 km)
Basicamente gas atomico e molecular
Instabildade gravitational no gas – causada por um gatilho externo, o nuvem colapsa.
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dE PdV TdS dN
, , ,
, ,S N V N V S
E E EP T
V S N
TermodinTermodinâmicaâmica
.PV Const
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Gas IdealGas Ideal1
P kTm
1
1E PV
índice adiabaticaíndice adiabatica
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PressPressão ão GravitaGravitaccional ional parapara a mass a massaa M M, raio R, raio R
,GravGrav
dEP
dV
Esfera Esfera HomogeneHomogeneaa comcom mass massaa M: M:
1/32 2
1/3
3 3 4,
5 5 3Grav
M ME G G
R V
.. 3/43/2 MConstPGrav .. 3/43/2 MConstPGrav
M
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M
PP
PPgravgrav ( ( =const) =const)
PPgasgas ( (
=const)=const)
MMJeansJeans
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A massa limite de A massa limite de JeansJeans
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Energia gravitacional transformada Energia gravitacional transformada em calor no colapso adiabático, em calor no colapso adiabático,
aumentando a temperatura do gásaumentando a temperatura do gás
Teorema virial Teorema virial
∆∆EEgrav grav / 2 = ∆ E/ 2 = ∆ Eint-gasint-gas
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Formação de Estrelas no meio interstelarFormação de Estrelas no meio interstelar
~10 000 pc~10 000 pc
Meio InterstelarMeio Interstelar
Caroço densoCaroço denso
galaxiagalaxia
~10 pc~10 pc
~1~1//10 pc10 pc
Objetos Objetos Estrelares Estrelares jovens e fluxojovens e fluxo
estrelasestrelas
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CaminhoCaminho para a sequencia para a sequencia principalprincipal
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CaminhosCaminhos para a sequencia para a sequencia principalprincipal
A diversidade de nuclídios A diversidade de nuclídios Qual a origem ??? Qual a origem ???
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Evolução Stelare
Nucleossíntese
Processos explosivos e aformação de elementos
pesados
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AA BB
Cinza do A+BCinza do A+B
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EEBB
EE( Cinza A+B)( Cinza A+B)
EEAA
Energia disponívelEnergia disponívelE=EE=EA A + E+ EBB –E –ECinzaCinza
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Relação de EinsteinRelação de Einstein
E=McE=Mc22
E=(Massa Inicial – Massa Final)cE=(Massa Inicial – Massa Final)c22
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Se Q>0, Reações exotermicasSe Q>0, Reações exotermicas
p p d e 2 2 22 1.442p d e
M c M c M c MeV
Valor QValor QA + B A + B C + DC + D
2A B C DQ M M M M c
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Teoria de reações seus mecanismos e modelos o papel dos modelos nucleares
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Seção de choque
02
3
2
1
exp18
dEkT
EEE
kT
Taxa de reação
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A cadeia pp I
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³He + 4He → 7Be + γ
7Be + e− → 7Li + νe
7Li + ¹H → 4He + 4He
A cadeia pp II
³He + 4He → 7Be + γ
7Be + ¹H → 8B + γ
8B → 8Be + e+ + νe
8Be ↔ 4He + 4He
A cadeia pp III
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12C + ¹H → 13N + γ +1,95 MeV13N → 13C + e+ + νe +1,37 MeV13C + ¹H → 14N + γ +7,54 MeV14N + ¹H → 15O + γ +7,35 MeV15O → 15N + e+ + νe +1,86 MeV15N + ¹H → 12C + 4He +4,96 MeV
As reações principais do ciclo
CNO
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O problema dos neutrinos solares
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Rev. Bras. Ensino Fís. v.27 n.4 São Paulo out./dez. 2005
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QUEIMA DO HÉLIOQUEIMA DO HÉLIO
AstroPhysics L2 2003 14
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Processo-e e Processo-e e formação do formação do
grupo do Ferrogrupo do Ferro
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Estrelas massivas no final de seu Estrelas massivas no final de seu ciclo evolutivociclo evolutivo
Colapso do Núcleo de FerroColapso do Núcleo de Ferro
F e
1.4 Mo1.4 Mo Diâmetro:1000 km Diâmetro:1000 km Temperatura: 6 x 10Temperatura: 6 x 1099 K K Densidade: 6 x 10Densidade: 6 x 1099 g/cm g/cm33
Colapso Do Núcleo De FerroColapso Do Núcleo De Ferro
Grande produção de raios-gama (gama Burst) Grande produção de raios-gama (gama Burst) e de neutrinose de neutrinos
Fe56
= 13 He4 + 4n
p + e = n +
Processo UrcaProcesso Urca
Os neutrinos formados “transportam” a energia Os neutrinos formados “transportam” a energia rapidamente para fora das camadas da estrela. rapidamente para fora das camadas da estrela. (Gamov e Schönberg )(Gamov e Schönberg )
(Z,A) + e => (Z-1,A) + (Z,A) + e => (Z-1,A) + ee
(Z-1,A) => (Z,A) + e + (Z-1,A) => (Z,A) + e + ee
Gamov comparou essa perda rápida ao dinheiro Gamov comparou essa perda rápida ao dinheiro perdido rapidamente no cassino da Urca no Rio perdido rapidamente no cassino da Urca no Rio de Janeiro.de Janeiro.
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O pulsar remanescenteO pulsar remanescente
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Before After
SN1987-a
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Supernova 1998S inSupernova 1998S inNGC 3877NGC 3877
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Nebulosa de Caranguejo e Nebulosa de Caranguejo e seu Pulsarseu Pulsar
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Rampp & Janka, Rampp & Janka, ApJ 539 (2000) L33ApJ 539 (2000) L33
Hidrodinamica em 1- DHidrodinamica em 1- D
Mezzacappa et al., PRL 86 (2001) 1935Mezzacappa et al., PRL 86 (2001) 1935
Simulação esfericamente simetrica, Newtoniana and com Simulação esfericamente simetrica, Newtoniana and com tratamento da Relatividade Geral, com os mais avançadas tratamento da Relatividade Geral, com os mais avançadas abordagens transporte de neutrinos, a explosão falhou !!!abordagens transporte de neutrinos, a explosão falhou !!!
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Principais ingredientes para calculos de Principais ingredientes para calculos de
Supernova Type IISupernova Type II • Equação de estado
• Calculo Hidrodinâmico incluindo o “bounce” do caroço e efeitos da onda de choque
• Problemas: A onda de choque amortece devido a perda de energia por fotodissociação de nucleos
• Transport de neutrinos
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1600 kmProto Neutron Star
Shock Wave at 1400 km
2-D Simulation : Convection2-D Simulation : Convection
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Uma hidrodinâmica esquemática Uma hidrodinâmica esquemática
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Campo vel. Camada 1Campo vel. Camada 1
Campo vel. Camada 2Campo vel. Camada 2
Conteúdo cinético e campo de velocidade nasConteúdo cinético e campo de velocidade nasCAMADAS HOMOGENIAS CAMADAS HOMOGENIAS
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Energia cinética totalEnergia cinética total
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Energia GravitacionalEnergia Gravitacional
Energia Interna do meio estelarEnergia Interna do meio estelar
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A EQUAÇÃO DE MOVIMENTOA EQUAÇÃO DE MOVIMENTO
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Força dep. VelocidadesForça dep. Velocidades Força gravitacionalForça gravitacional Força de PressãoForça de Pressão
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Resolvendo .... EXPLODE !!!Resolvendo .... EXPLODE !!!
Dependendo da massa, e também da Dependendo da massa, e também da Eq.Equação de Estado... Pode NÃO EXPLODIR Eq.Equação de Estado... Pode NÃO EXPLODIR
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AstroPhysics L2 2003 3
Nucleossíntese
explosiva
A questão da nucleossíntese explosiva em Supernova
Processos De Captura De NêutronsProcessos De Captura De Nêutrons
Processo S: Responsável pela formação Processo S: Responsável pela formação de núcleos estáveis com massa até 210.de núcleos estáveis com massa até 210.
Processo R: Responsável pelo aumento Processo R: Responsável pelo aumento de mais isótopos ricos de nêutrons. de mais isótopos ricos de nêutrons.
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Papel das Supernovas para Formação de Papel das Supernovas para Formação de Elementos Pesado – O Processo-rElementos Pesado – O Processo-r
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Percursos do Processo-r
Os núcleos com números mágicos ( N=50, 82, 126) são particularmente abundante
(Z,N) + n (Z, N+1)(Z,N+1) + n (Z, N+2)
.
.
.
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Porém este processo não vai continuar indefinidamente. Quando um núcleo ficar muito rico em nêutrons começa a reemiti-los, através da foto-emissão de nêutrons:
(Z,N) + (Z, N-1) + n
(Z, N-1) + n ( Z,N) + (Z, N) + n (Z,N+1) + (Z, N+1) + n (Z,N+2) +
Pode se estabelecer uma cadeia de isótopos em equilíbrio entre os dois processos de captura e foto-emissão
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Equações de síntese no processo-r
Em equílibrio γn nγ
O “freeze out” do processo-r
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Abundancias geradas no Freeze out e processos que acompanham o decaimento-beta
-Fissão-Emissão de neutrons retardados
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Dinâmica do processo-r com ventos de neutrinos
Absorção ν + (Z,A)-Dificuldades no tratamento individual : mais de 2000 núcleos envolvidos – inviável o calculo de estrutura via teorias microscópicas - RPA
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Testando o calculo para o decaimento-β
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Testando o calculo com GT para a captura eletrônica
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Previsões para absorção de neutrinos
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E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547
D. D. Clayton, “Stellar evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; Universidad de Chicago, 1983.
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Comparando tamanhosComparando tamanhos
Terra Anã Branca Estrela de neutron
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Anãs Explosivas: Reações Pycnonucleares
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S. Chandrasekhar (1910-95)
Limite de Limite de Chandrasekhar Chandrasekhar
Maxima mass de anãs Maxima mass de anãs
1.4 massa solar 1.4 massa solar
Acima disso, mesmo a pressão de Acima disso, mesmo a pressão de eletrons degenerados não eletrons degenerados não consegue balancear a ação consegue balancear a ação gravitacionalgravitacional
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Gravitational Pressure for a star of mass MGravitational Pressure for a star of mass M
,GravGrav
dEP
dV
Homogeneous sphere of mass M:Homogeneous sphere of mass M:
1/32 2
1/3
3 3 4,
5 5 3Grav
M ME G G
R V
.. 3/43/2 MConstPGrav .. 3/43/2 MConstPGrav
M
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Log()
Log(
P)
4/3GravP
Log()
Log(
P)
Pressão
Gas de eletrons não relativistico degenerado
Gas de eletrons relativistico degenerado
Força Nuclear
PPgravgrav(M(M<<))
Equilibrium (anã branca)
PPgravgrav(M(M>>))
Estrela de Neutron
.PV Const
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Log()
Log(
P)
Gravitacional Implosion Supernovas
M
Quark stars ?
Nuclear Equation of State
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F. Weber
Varios modelos de Interior da “Neutron Stars” :
Strange Stars?
Strange/Quark starsStrange/Quark starsStrange/Quark starsStrange/Quark stars
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Programa mundial de colisões Programa mundial de colisões UltrarelativisticasUltrarelativisticas
4-101.5-4.0< 1QGP (fm/c)
15-403.52.5 (GeV/fm3)
7000-1400020017s1/2(GeV)
LHCRHICSPSColisões Centrais
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A Transição de fase A Transição de fase hadron-quarkhadron-quark
The canonical diagram to hadronic and quark matter statesThe canonical diagram to hadronic and quark matter states
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Cálculos de QCD na rede indicam a ocorrência da transição
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Indícios de possível formação matéria quark estranha em aceleradores
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Diferentes regimes da matéria em Diferentes regimes da matéria em Estrelas Neutron Estrelas Neutron
Fase HadrônicaFase Hadrônica Bários + mesons + elétrons + múonsBários + mesons + elétrons + múons
Fase subnuclearFase subnuclear
Gás de Núcleos + gás de elétronsGás de Núcleos + gás de elétrons
Cristal Nuclear + gás de elétronsCristal Nuclear + gás de elétrons
Cristal nuclear + gás de nêutrons + gás de elétronsCristal nuclear + gás de nêutrons + gás de elétrons
Fase Quark-Gluon-Plasma (QGP)Fase Quark-Gluon-Plasma (QGP)
Fase subnuclear cristalina +Fase subnuclear cristalina +eletrons eletrons
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1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 107-8 g/cm33
Equação de Baym, Pethick and Sutherland(BBS) Astrophys. J. (1971)Astrophys. J. (1971)
Fase subnuclear cristalina com neutrons livres Fase subnuclear cristalina com neutrons livres
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....
1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 108 g/cm3
Equação de Baym, Bethe and Pethick (BBP)
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Quantum Hadrodinamica – Walecka (1974)+ leptons presentes no meio (eletrons, muons)+ setor mesonico (σ ; ω ; ρ ; π ; κ ...)
Fase Hadronica ρ > ρ0
•Incluir todo o octeto bariônico with spin 1/2 Incluir todo o octeto bariônico with spin 1/2
Fase HadronicaFase Hadronica
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•Incluir o setor leptônico compatível com os Incluir o setor leptônico compatível com os processos de interação fraca envolvendo bariosprocessos de interação fraca envolvendo barios
•Incluir neutralidade de carga elétrica e Incluir neutralidade de carga elétrica e e equílibrio beta como vínculos para os e equílibrio beta como vínculos para os potenciais químicos barionicos e leptonicospotenciais químicos barionicos e leptonicos
Neutralidade de carga eletrica
Eq. de movimento dos Campos – Walecka Eq. de movimento dos Campos – Walecka
Aproximação de campo médio relativístico
-Equação Dirac p/Barions acoplada as equações p/mesons
-Equações de Dirac p/leptons livres
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Densidade escalar barionica e a massa efetiva dos barions
Densidade leptonica
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Equação de estado da fase hadronica na aproximaçã de campo medio mesonico
Núcleos + eNúcleos + e
Núcleos + n + eNúcleos + n + e
Hadrons/leptonsHadrons/leptons
QGPQGPUma equação de estado abrangente
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Imagem da trasição Hadron-plamas
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Quarks na composição de hadrons no modelo padrão
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Fase Fase dede plasma de QCD plasma de QCD
• O Modelo de Sacola do MIT (1974)
• Modelos tipo Nambu Jona-Lasinio (NJL)
• O Modelo de Massa Efetiva Dinâmica (MMEF) : modelo intermediário entre os modelos Bag MIT e NJL. Permite descrição do confinamento dos quarks e o regime de liberdade assintótica.
ρ > ~3ρ0
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Modelo de Bag do MIT
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ComposiçãoComposição
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Diagramas Massa x Raio
SQM
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Mass-Radius diagram of the model with Exo 0747-676 results
Crust details
Quark-star structure and crust depth
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