Thermodynamic properties of hot isospin-asymmetric nuclear matter and neutron stars / by Youstina Ramsis Attallah Botros; Prof. Dr. Walaa Mohamed Seif, Dr. Ahmed Sayed Hashem.

Thesis (M.Sc.)-Cairo University, 2022.

Bibliography: pages 97-101.

The core-crust transition at the inner edge of neutron stars (NS) and its temperature dependence are investigated, thermodynamically. We consider four EoSs of hot npe (npeμ) nuclear matter (NM) that provide symmetric nuclear matter saturation incompressibility of 218 and 252 MeV, with two parameterizations of the density dependence of the isovector part of the M3Y force.
While one of the adopted isovector density dependence is derived in terms of the associated isovector density dependence, the other one was derived independently of it. We found that increasing the stiffness of the EoS decreases the proton fraction of the NS matter, making it less neutron-rich at the core center, and indicates a wider range for direct Urca (DU) cooling process within the core center of NS. Increasing the temperature lowers the density corresponding to the threshold proton fraction for DU process, extending the DU region inside NS. The muons decrease the isospin asymmetry of the npeμ NS matter at its core center, its thermal pressure, and the DU threshold density. The muon fraction slightly changes with T. A large (small) maximum value of 0.33 (0.04) is inferred for the proton (muon) fraction of hot npeμ matter, within the core center. The density dependence of the thermal pressure is stronger than its temperature dependence. It becomes stronger at the higher densities. Appearing of muons decreases the thermal pressure of the npeμ matter, relative to the npe matter. Based on the four considered EoSs, the liquid core-sold crust transition density, pressure, and proton fraction are estimated to increase from (0.55 - 0.58) ρ0, (0.12 – 0.32) MeV. fm−3, and 0.03, respectively at T = 0 MeV, to (0.90 – 0.96) ρ0, (7.4 – 8.1) MeV. fm-3, and 0.10, respectively, at T = 50 MeV.

العلاقة المتبادلة بين معادلة الحالة النووية وجميع خصائص النجوم النيترونية هامة لاستقصاء الاثنين لاستقصاء الاثنين معا. هنا تم استخدام معادلات الحالة الخاصة للمادة النووية الساخنة المكونة من npe أو npeμ, باستخدام التفاعل بين النوية-النوية CDM3Y-Paris المعتمد على الكثافة- فى إطار طريقة Hartree-Fock الغير نسبية. استخدامتا أربع معادلات حالة ذات معامل انضغاط 218 و 252 ميجا الكترون فولت للمادة النووية المتماثلة – مع شكلين مختلفين للإعتماد المتجهى على الكثافة. تم دراسة الإنتقال من اللب للقشرة عند الحافة الداخلية للنجوم النيوترونية . شمل ذلك تأثيرات الحرارة ووجود الميونات وصلابة المادة النووية على الخصائص الديناميكية الحرارية و خصائص التحول من لب لقشرة النجوم النيترونية. وجدنا أن زيادة صلابة معادلة الحالة يقلل من نسبة البروتونات داخل المادة النووية للنجم النيترونى خصوصاً فى مركزه ويتوقع نطاق أوسع لعملية التبريد المباشر. تؤدي زيادة درجة الحرارة إلى خفض الكثافة الحرجة للبروتونات لبدء عملية التبريدو زيادة المنطقة المتاحة لها داخل النجم. القيمة المستنجة للنسبة القصوى للبروتونات (الميونات) تبلغ 0.33 (0.04) فى مركز النجم. تم استنتاج مدى لقيم كثافة الإنتقال من اللب السائل للقشرة الداخلية والضغط و نسب النيترونات المقابلة لهذه الكثافة عند درجات حرارة تتراوح من صفر ل 50 ميجا الكترون فولت

Issues also as CD.

Text in English and abstract in Arabic & English.