Ecole doctorale de Physique de la région Parisienne (ED107)

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72 Etoiles à neutrons Figure 2.11 – Calcul du facteur de réduction Durca (2.58) avec superfluidité B des neutrons. Le calcul, effectué par quadrature gaussienne pour la partie angulaire et par méthode “simpson-logarithmée” pour les variables énergétiques, est représentatif des résultats obtenus pour tous les types de superfluidité et toutes les réactions si une seule espèce de nucléons est superfluide. Voir par exemple les figures 2.12, 2.13 et 2.14. facteurs de réduction à calculer qui sont probablement de première importance mais aussi parmi les plus difficiles à évaluer. En effet, dans les étoiles de faibles masses, les réactions Durca ne sont pas autorisées, et les réactions Murca sont primordiales. Or, les facteurs de réduction correspondants sont ceux qui sont susceptibles d’être les plus faibles, puisque plusieurs particules superfluides peuvent intervenir dans les intégrales associées. Ces dernières étant d’ordres assez élevés, l’utilisation d’algorithmes Monte-Carlo sera très vraisemblablement adoptée. Par ailleurs, la superfluidité des nucléons affecte également de manière notable l’hydrodynamique [Carter (2001)], et l’aboutissement du travail entrepris ne pourra se faire qu’avec un traitement adéquat de cette dernière. Toutefois, un premier traitement simplifié de la partie hydrodynamique pourrait déjà être intéressant pour mieux comprendre l’influence de la partie microphysique sur le scénario global envisagé.
2.4 Superfluidité et écarts à l’équilibre (article en préparation) 73 Figure 2.12 – Calcul du facteur de réduction Durca (2.58) avec superfluidité C des neutrons. Le calcul a été effectué par quadrature gaussienne pour les trois variables. Figure 2.13 – Calcul du facteur de réduction Durca (2.58) avec superfluidité isotrope des protons. Le calcul a été effectué par quadrature gaussienne.
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