modelo del interior de una estrella de neutrones.Crédito.Nasa.
La EOS es particularmente difícil de calcular en este entorno de fusión de núcleos atómicos que producen hiperones(nucleonescon al menos un quark liviano(up o down) sustituido por un quark extraño). En un artículo en Physical Review , Fiorella Burgio del INFN en Catania, Italia, y compañeros de trabajo en Italia y China incluyen los dos hiperones pertinentes (Λ y Σ- ) en el marco de las condiciones de temperatura y densidad reinantes de un nuevo cálculo avanzado, más preciso que un trabajo anterior para proporcionar una forma más realista para la EOS de la materia estelar a temperatura finita.
Los autores proporcionan una conveniente parametrización analítica de la EOS que se puede utilizar como entrada en una simulación completa de las supernovas. Sobre la base de su cálculo preliminar, concluyen de que las estrellas de neutrones más masiva deben tener un núcleo con más de la materia (nucleón -hiperón) ,en comparación con quarks interaccionando fuertemente.
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fuente de la información:
http://physics.aps.org/synopsis-for/10.1103/PhysRevC.83.025804
