Equazione di stato della materia nucleare e transizione di fase
nelle stelle di neutroni
Fiorella Burgio
L'equazione di stato della materia nucleare e' l'ingrediente
fondamentale
per la costruzione di modelli di stelle di neutroni secondo la teoria della
relativita' generale di Einstein. Infatti tipiche proprieta' stellari come
massa, raggio, densita' centrale, periodo di rotazione, etc.
dipendono fortemente dall'equazione di stato a densita' fino a un ordine di
grandezza superiore a quella di saturazione nucleare.
A causa degli elevati valori di densita', le stelle di neutroni
rappresentano un laboratorio naturale per lo studio della transizione
della materia nucleare dalla fase adronica confinata alla fase di
quark.
Per la descrizione della fase adronica, si illustrera' una equazione di
stato microscopica ottenuta nell'ambito della teoria a molti corpi di
Brueckner-Bethe-Goldstone, mentre la fase a quark verra' trattata secondo il
modello a bag del MIT, senza e con superconduttivita' di colore.
In particolare, si discutera' la termodinamica delle transizioni di fase in
materia stellare e l'eventuale presenza di una fase mista
adroni-quark.
L'esistenza di una fase di quark deconfinata nelle stelle di
neutroni ha conseguenze importanti per i valori della
massa gravitazionale e dei periodi di rotazione, entrambi misurabili dagli
strumenti. Si trova infatti che una stella ibrida, cioe' una stella
contenente sia materia adronica che di quark, puo' avere una
massa gravitazionale non superiore a circa 1.6 masse solari, indipendentemente
dal modello usato per descrivere la fase adronica. Pertanto l'osservazione di
stelle neutroni aventi massa superiore a 1.6 masse solari fornirebbe
importanti indicazioni sia sull'esistenza o meno della fase deconfinata
di quark sia sulla corrispondente equazione di stato.
Inoltre, per quanto riguarda i periodi di rotazione, si trova che una
stella di neutroni puo' ruotare a un periodo minore di 0.5 millisecondi
solo se contiene materia di quark al suo interno. L'eventuale, futura
scoperta di una pulsar caratterizzata da un cosi' breve periodo
rappresenterebbe un possibile ``segnale osservativo'' riguardante l'esistenza
di stelle ibride.
Pier Andrea Mando'
Vincenzo Barone
1) Caratteristiche generali dei processi diffrattivi.
Diffrazione soffice: sezioni d'urto totali, elastiche e
di dissociazione diffrattiva. Teoria di Regge e pomerone classico.
2) Il pomerone in QCD. L'equazione BFKL.
3) La diffrazione dura nella diffusione profondamente anelastica (HERA)
e nelle collisioni adroniche (Tevatron).
Pantaleo Raimondi
Cristoforo Benvenuti
Sergio Bertolucci
Giorgio Giacomelli
Introduzione.
Laboratori e rivelatori.
Raggi cosmici di alta energia.
Fisica dei neutrini: oscillazioni e masse.
Astronomia a neutrini.
Decadimento del protone.
Decadimento beta doppio senza neutrini.
Materia oscura. Energia oscura.
Radiazione cosmica di fondo.
Monopoli magnetici.
Ricerche di altri oggetti esotici.
Onde gravitazionali.
Conclusioni.
Mauro Anselmino
Principio di gauge e sue applicazioni alle interazioni
fondamentali. Caso della QCD e Lagrangiana della QCD.
Applicazioni a numerosi processi fisici. Il ruolo dello
spin in QCD.
Antonino Pullia
Antonio Vitale
