Mục đích nghiên cứu của luận án là nghiên cứu tương tác nucleon-nucleon hiệu dụng cho phương trình trạng thái phù hợp với các kết quả quan sát thiên văn về sao neutron và mô phỏng diễn biến của sao proto-neutron. Nghiên cứu biểu hiện của phương trình trạng thái phù hợp với kết quả quan sát thiên văn về sao neutron và mô phỏng diễn biến của sao proto-neutron. | BỘ KHOA HỌC VÀ CÔNG NGHỆ BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO VIỆN NĂNG LƯỢNG NGUYÊN TỬ VIỆT NAM ------------ TÓM TẮT LUẬN ÁN TIẾN SĨ VẬT LÝ PHƯƠNG TRÌNH TRẠNG THÁI CỦA CHẤT HẠT NHÂN CÂN BẰNG BETA TRONG SAO NEUTRON VÀ SAO PROTO-NEUTRON Nghiên cứu sinh: Ngô Hải Tân Hướng dẫn khoa học: . Đào Tiến Khoa Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử Mã số: CHƯƠNG 1 MỞ ĐẦU Lý do chọn đề tài Cùng với sự phát triển của lĩnh vực vật lý hạt không bền trong vật lý hạt nhân hiện đại, nghiên cứu phương trình trạng thái (PTTT) của chất hạt nhân (CHN) đã và đang thu hút mối quan tâm của cộng đồng vật lý hạt nhân. Mặc dù được giới thiệu là mẫu vật chất lý tưởng cấu thành bởi các nucleon tương tác mạnh với mật độ và độ bất đối xứng neutron-proton xác định, chất hạt nhân thực sự tồn tại trong sao neutron-vật thể quan sát được từ trái đất qua các tín hiệu bức xạ tia X và sóng radio. Tới nay, khoảng 2000 sao neutron quan sát được trong dải Ngân hà và Đám mây Magenllan Lớn, với khối lượng hấp dẫn của những ngôi sao nặng nhất có giá trị khoảng 2 lần khối lượng Mặt trời (± M⊙ ). Trong nhiều nghiên cứu lý thuyết, sao neutron được mô tả khi có PTTT của chất sao neutron. Trong phòng thí nghiệm, bề mặt của những hạt nhân giàu neutron như chì hay uranium có thể được coi mà một mảnh nhỏ của chất hạt nhân và một số tính chất cơ bản của CHN có thể xác định được từ nghiên cứu va chạm neutronhạt nhân nặng. Trong bài toán hệ nhiều hạt, PTTT thường chỉ sự phụ thuộc mật độ của năng lượng của CHN. Từ góc nhìn của vật lý hạt nhân thiên văn, PTTT là đầu vào quan trọng cho nghiên cứu cấu trúc và sự hình thành sao neutron cũng như sao proto-neutron (PNS). PNS là vật thể cô đặc rất nóng và giàu neutron, tồn tại chỉ vài giây sau sự co sụp của 1 ngôi sao khổng lồ có khối lượng rất lớn (hơn 8 lần khối lượng mặt trời) sau đó nguội đi thành sao neutron hoặc lỗ đen. Với một PTTT của chất hạt nhân giàu neutron cân bằng β, những đại lượng quan trọng trong mô hình thủy động học của sao neutron và sao .
