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Nuclear Superfluidity and Cooling Time of Neutron-Star Crust
We analyse the effect of neutron superfluidity on the cooling time of inner crust matter in neutron stars, in the case of a rapid cooling of the core. The specific heat of the inner crust, which determines the thermal response of the crust, is calculated in the framework of HFB approach at finite temperature. The calculations are performed with two paring forces chosen to simulate the pairing properties of uniform neutron matter corresponding respectively to Gogny-BCS approximation and to many-body techniques including polarisation effects. Using a simple model for the heat transport across the inner crust, it is shown that the two pairing forces give very different values for the cooling time
Tracking algorithms for the active target MAYA
The MAYA detector is a Time-Charge Projection Chamber based on the concept of
active target. These type of devices use a part of the detection system, the
filling gas in this case, in the role of reaction target. The MAYA detector
performs three-dimensional tracking, in order to determine physical observables
of the reactions occurring inside the detector. The reconstruction algorithms
of the tracking use the information from a two-dimensional projection on the
segmented cathode, and, in general, they need to be adapted for the different
experimental settings of the detector. This work presents some of the most
relevant solutions developed for the MAYA detector
A survey of the parameter space of the compressible liquid drop model as applied to the neutron star inner crust
We present a systematic survey the range of predictions of the neutron star
inner crust composition, crust-core transition densities and pressures, and
density range of the nuclear `pasta' phases at the bottom of the crust provided
by the compressible liquid drop model in the light of current experimental and
theoretical constraints on model parameters. Using a Skyrme-like model for
nuclear matter, we construct baseline sequences of crust models by consistently
varying the density dependence of the bulk symmetry energy at nuclear
saturation density, , under two conditions: (i) that the magnitude of the
symmetry energy at saturation density is held constant, and (ii)
correlates with under the constraint that the pure neutron matter (PNM) EoS
satisfies the results of ab-initio calculations at low densities. Such baseline
crust models facilitate consistent exploration of the dependence of crustal
properties. The remaining surface energy and symmetric nuclear matter
parameters are systematically varied around the baseline, and different
functional forms of the PNM EoS at sub-saturation densities implemented, to
estimate theoretical `error bars' for the baseline predictions. Inner crust
composition and transition densities are shown to be most sensitive to the
surface energy at very low proton fractions and to the behavior of the
sub-saturation PNM EoS. Recent calculations of the energies of neutron drops
suggest that the low-proton-fraction surface energy might be higher than
predicted in Skyrme-like models, which our study suggests may result in a
greatly reduced volume of pasta in the crust than conventionally predicted.Comment: 37 Pages, 16 figures, accepted for publication in Astrophysical
Journal Supplement Serie
Mapping the demise of collective motion in nuclei at high excitation energy
High energy gamma-rays from the 116Sn + 24Mg reaction at 23A MeV were measured using the MEDEA detector at LNS – INFN Catania. Combining this new data with previous measurements yields a detailed view of the quenching of the Giant Dipole Resonance as a function of excitation energy in nuclei of mass A in the range 120÷132. The transition towards the disappearance of the dipole strength, which occurs around 230 MeV excitation energy, appears to be remarkably sharp. Current phenomenological models give qualitative explanations for the quenching but cannot reproduce its detailed features. Keywords: Giant Dipole Resonance, Hot nuclei, Fusion reactions, Statistical Mode
Physics of Neutron Star Crusts
The physics of neutron star crusts is vast, involving many different research
fields, from nuclear and condensed matter physics to general relativity. This
review summarizes the progress, which has been achieved over the last few
years, in modeling neutron star crusts, both at the microscopic and macroscopic
levels. The confrontation of these theoretical models with observations is also
briefly discussed.Comment: 182 pages, published version available at
<http://www.livingreviews.org/lrr-2008-10
Nouvelle méthode expérimentale dédiée à l'étude des modes collectifs dans les noyaux exotiques.<br /><br />Influence de la superfluidité sur le temps de refroidissement d'une étoile à neutrons.
Giant monopole (GMR) and quadrupole (GQR) resonances have been measured in the 56Ni using inelastic scattering of 50 A.MeV deuteron at the Grand Accélérateur National d'Ions Lourds facility. This is the first experimental observation of isoscalar collective modes in a short-lived nucleus. The secondary beam was impinged on the active target Maya filled with a pure deuterium gas. Recoiling deuterons were detected in Maya and in a wall of nine silicon detectors. The GMR and GQR are centered at 19.3(0.5) and 16.2(0.5) MeV, respectively. Corresponding angular distributions were extracted from 3 to 7 degrees in the centre of masse frame. DWBA analysis based on RPA transition densities yields the percentage of the energy weighted sum rule exhausted : 136(27) % for the GMR et 76(13) % for the GQR. A finite temperature Hartree-Fock-Bogoliubov model was implemented to describe the 10 Wigner-Seitz cells which compose the inner crust of neutron stars and to microscopically calculate their specific heat. Calculations are performed with two contact pairing forces chosen to simulate the pairing properties of uniform neutron matter corresponding to the BCS approximation and to polarisation effects. Under the assumption of a rapid cooling of the core and an initial temperature of 100 keV in the inner crust, the cooling time of the star was estimated at 9 and 34 years, respectively.Les résonances géantes monopolaire (GMR) et quadrupolaire (GQR) isoscalaires ont été mesurées dans le 56Ni, grâce à une expérience de diffusion inélastique de deutons de 50 A.MeV réalisée au Grand Accélérateur National d'Ions Lourds. Il s'agit de la première observation de ces modes collectifs dans un noyau à courte durée de vie. Le faisceau secondaire était envoyé dans la cible active Maya remplie de deuterium gazeux pur. Les deutons de recul étaient détectés par Maya et, pour les plus énergétiques (E≥2MeV), par un mur de neuf détecteurs en silicium. La GMR et la GQR sont centrées à 19.3(0.5) MeV et 16.2(0.5) MeV. Les distributions angulaires correspondantes ont été mesurées entre 3 et 7 degrés dans le centre de masse. Une analyse DWBA utilisant des densités de transition RPA a montré que la GMR et la GQR épuisent respectivement 136(27) % et 76(13) % de la règle de somme pondérées en énergie.Un modèle Hartree-Fock-Bogoliubov à température finie a été mis au point pour décrire les dix cellules de Wigner-Seitz composant l'écorce interne des étoiles à neutrons et calculer microscopiquement leur chaleur spécifique. Les calculs ont été réalisés en utilisant deux forces d'appariement de contact : une force reproduisant les propriétés d'appariement obtenues dans l'approximation BCS et une force simulant les effets d'écrantage du milieu. En faisant l'hypothèse d'un scénario de refroidissement rapide du cœur et une température initiale de 100 keV dans l'écorce, le temps de refroidissement de l'étoile a été estimé à 9 et 34 ans respectivement
Nouvelle méthode expérimentale dédiée à l'étude des modes collectifs dans les noyaux exotiques
Les résonances géantes isoscalaires monopolaire (GMR) et quadrupolaire (GQR) ont été mesurées dans le 56Ni, grâce à une expérience de diffusion inélastique de deutons de 50 A.MeV réalisée au Grand Accélérateur National d'Ions Lourds. Il s'agit de la première observation de ces modes collectifs dans un noyau à courte durée de vie. Le faisceau secondaire était envoyé sur la cible active Maya, remplie de deutérium gazeux pur. Les deutons de recul étaient détectés par Maya et, pour les plus énergétiques, par un mur de neuf détecteurs en silicium. La GMR et la GQR sont centrées à 19.3(0.5) MeV et 16.2(0.5) MeV. Les distributions angulaires correspondantes ont été extraites entre 3 et 7 deg. dans le centre de masse. Une analyse DWBA utilisant des densités de transition RPA a montré que la GMR et la GQR épuisent 136(27) % et 76(14) % de la règle de somme pondérée en énergie. D'autre part, un modèle Hartree-Fock-Bogoliubov à température finie ! a été mis au point pour décrire les dix cellules de Wigner-Seitz composant l'écorce interne des étoiles à neutrons et calculer microscopiquement leur chaleur spécifique. Les calculs ont été réalisés en utilisant deux forces d'appariement de contact : une force reproduisant les propriétés d'appariement obtenues dans l'approximation BCS et une force simulant les effets d'écrantage du milieu. En faisant l'hypothèse d'un scénario de refroidissement rapide et une température initiale de 100 keV dans l'écorce, le temps de refroidissement de l'étoile a été estimé à 9 et 34 ans respectivement.Giant monopole (GMR) and quadrupole (GQR) resonances have been measured in the 56Ni using inelastic scattering of 50 A.MeV deuteron at the Grand Accélérateur National d Ions Lourds facility. This is the first experimental observation of isoscalar collective modes in a short-lived nucleus. The secondary beam was impinged on the active target Maya filled with a pure deuterium gas. Recoiling deuterons were detected in Maya and in a wall of nine silicon detectors. The GMR and GQR are centered at 19.3(0.5) MeV and 16.2(0.5) MeV, respectively. Corresponding angular distributions were extracted from 3 to 7 degrees in the centre of masse frame. DWBA analysis based on RPA transition densities yields the percentage of the energy weighted sum rule exhausted : 136(27) % for the GMR et 76(13) % for the GQR. A finite temperature Hartree-Fock-Bogoliubov model was implemented to describe the ten Wigner-Seitz cells which compose the inner crust of neutron stars and to microscopically c! alculate their specific heat. Calculations are performed with two contact pairing forces chosen to simulate the pairing properties of uniform neutron matter corresponding to the BCS approximation and to polarisation effects. Under the assumption of a rapid cooling of the core and an initial temperature of 100 keV in the inner crust, the cooling time of the star was estimated at 9 and 34 years, respectively.ORSAY-PARIS 11-BU Sciences (914712101) / SudocSTRASBOURG-Bib.Central Recherche (674822133) / SudocSudocFranceF
Neutron correlations in He viewed through nuclear break-up reactions
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