Cтраница 2
В существующих вычислениях горячего уравнения состояния тяжелые ядра часто представляются одним лишь типом ( A, Z) частиц при каждой плотности. Масса-энергия частиц этих типов оценивается по полуэмпирической массовой формуле вида, рассмотренной в гл. Поскольку в течение коллапса температуры остаются низкими по сравнению с энергией Ферми, характерной для нуклонов в ядре ( - 40 МэВ; см. упражнение 18.12), при определении равновесного состава поправками на конечную температуру часто пренебрегают. [16]
Мы уделим основное внимание уравнению состояния Бейма, Бете и Пе-тика [55] ( ВВР) в указанном диапазоне значений плотности, а в конце данного раздела наметим некоторые другие возможные подходы. Этот метод является существенным улучшением подходов, основанных лишь на полуэмпирических массовых формулах, таких, как метод Гаррисона - Уи-лера ( см. разд. Массовая формула используется и при выводе уравнения ВВР, но в нее включаются и результаты, полученные путем детальных многочастичных расчетов. [17]
Как следует из экспериментальных данных, за вычетом кулоновских и поверхностных эффектов энергия и объем ядер возрастают прямо пропорционально числу нуклонов А. Это свойство ядерных сил, , уже принятое во внимание в полуэмпирической массовой формуле (2.6.4), называется насыщением по причине, которая объяснена в настоящем разделе. [18]
Величина М ( А, Z) для очень богатых нейтронами ядер, рождающихся при плотностях выше 1010 г / см3, экспериментально не определена, и поэтому ее приходится выводить теоретически. По крайней мере вплоть до образования нейтронных капель это обычно делается с помощью полуэмпирической массовой формулы. [19]
Несколько позднее А.Б. Мигдал занялся теорией фотопоглощения атомных ядер. Он предсказал существование гигантского дипольного резонанса, связанного с колебаниями нейтронов относительно протонов, и рассчитал положение резонанса через параметры массовой формулы Вейцзеккера. В наши дни физика гигантских резонансов превратилась в интенсивно развивающийся раздел ядерной физики, начало которому было положено работой Мигдала. [20]
Приведенные соображения дают все основания отнестись серьезно к упомянутой аналогии между физикой черных дыр и термодинамикой. Основные законы физики черных дыр, играющие роль, аналогичную законам термодинамики, мы рассмотрим в § 11.3 после обсуждения общих свойств поверхностной гравитации к и вывода так называемых массовых формул, обобщающих соотношения (11.1.2) и (11.1.3) на случай произвольных стационарных черных дыр, окруженных стационарным распределением вещества и полей. [21]
Мы уделим основное внимание уравнению состояния Бейма, Бете и Пе-тика [55] ( ВВР) в указанном диапазоне значений плотности, а в конце данного раздела наметим некоторые другие возможные подходы. Этот метод является существенным улучшением подходов, основанных лишь на полуэмпирических массовых формулах, таких, как метод Гаррисона - Уи-лера ( см. разд. Массовая формула используется и при выводе уравнения ВВР, но в нее включаются и результаты, полученные путем детальных многочастичных расчетов. [22]
До сих пор не существует определенного теоретического или экспериментального указания на то, какая из этих двух крайних возможностей реализуется в действительности. Во-первых, использование данных о свободно распадающихся барионах с целью определения массовой формулы типа (8.13.2) для резо-нансов почти наверняка недопустимо. В принципе массовый сдвиг, обусловленный наличием плотной среды [ ср. В результате уравнение состояния Хагедорна станет значительно более жестким. [23]
Законы сложения моментов и изоспинов позволили получить разумную классификацию адронов. Нуклон и антибозон Ка, входящие в мезон, могут образовать связанную подсистему, сходную по своим свойствам с Л - гипероном. Поэтому большинство мезонов состоит из протонов, нейтронов и Л - подсистем, что приводит к возникновению 5и ( 3) - симметрии, которая для мезонов дает массовую формулу Окубо и Гелл-Манна. При увеличении спина мезона входящая в него Л - подсистема разрушается. [24]
Ход r - процесса и соответствующие состояния ожидания определяются несколькими параметрами, такими как температура, плотность нейтронов, энергия связи и полупериод / 5-распада. Чем выше плотность нейтронов, тем на более богатых нейтронами ядрах прекращается r - процесс, в то время как увеличение температуры дает противоположный эффект. Поскольку энергия связи нейтронов входит экспоненциально в условие равновесия ( п, ) - и ( 7, п) - процессов (3.5.4), эта энергия оказывает существенное влияние на состояние ожидания. Однако определение энергии связи требует знания массовой формулы для ядер, далеких от области стабильности и, по этой причине, недоступных в лабораторных условиях. Тем самым результат оказывается очень чувствительным к теоретической экстраполяции в эту область. [25]