Two-phase model for warm stellar matter: an equation of state for compact stars

Abstract

Neste trabalho estudou-se um modelo de duas fases para matéria estelar densa e quente, e aplicou-se esse modelo ao estudo das propriedades e estrutura de estrelas de neutrões. Nesta abordagem dois modelos de matéria densa, o modelo NLwr para matéria hadrónica e o modelo NJL para matéria de quarks, são usados para descrever matéria a baixas (cerca da densidade nuclear) e altas densidades (várias vezes a densidade nuclear), respectivamente. Estes modelos são unificados num só tratando cada um destes como modelos de uma dada fase (fase confinada e desconfinada) de matéria densa, com as duas fases em equilíbrio termodinâmico. Esta abordagem prevê um intervalo de densidades em que coexistem matéria confinada e desconfinada, na chamada ``fase mista'', bem como matéria puramente hadrónica a baixas densidades e puramente de quarks a altas densidades. A densidades muito baixas o estado mais favorável deixa de ser matéria uniforme no estado fundamental mas sim uma lattice de núcleos: a crosta da estrela de neutrões. Isto é tido em conta através de uma aproximação que tem muito boa precisão para estrelas de massas astrofisicamente realistas.A parametrização dos modelos em termos de grandezas experimentais é discutida. As propriedades e a estrutura das estrelas de neutrões compostas desta matéria é estudada. Mostra-se que o modelo prevê estrelas de neutrões de massa e raio compatíveis com as observações astronómicas mais recentes, dado que a constante de acoplamento vectorial do modelo NJL esteja num certo intervalo. Conclui-se que é possível que as estrelas mais pesadas previstas por este modelo tenham um núcleo de matéria híbrida ou até puramente de quarks. Para além disso, idealizam-se proto-estrelas de neutrões como estrelas de entropia constante e estudam-se as suas propriedades. Isto permite que sejam tiradas conclusões sobre a formação e evolução de estrelas de neutrões através de uma análise puramente estacionária. Constroem-se assim estrelas de neutrões em diferentes estágios de fornação, e discutem-se as suas propriedades.

In this work a two-phase model for warm dense stellar matter is presented and used to study the properties and structure of neutron stars. In this approach two effective models of dense matter, the NLwr model of hadronic matter, and the NJL model for quark matter, are used to describe matter atlow (around nuclear saturation density) and high (much higher than saturation density) densities, respectively. These are unified in a single model by treating each as a model of a separate phase (the confined and deconfined phases) of dense matter, with the two phases coexisting in thermodynamic equilibrium. This two-phase approach predicts an interval of densities at which both hadronic and deconfined matter coexist, the so called ``mixed phase'', as well as purely hadronic matter at low densities and pure quark matter at high densities. At very low densities matter no longer exists as uniform matter in the ground state; it exists instead as a lattice of nuclei: the neutron star crust. This is accounted for with an approximation scheme that yields very good results for stars with masses of astrophysical interest. The parametrization of the models in terms of experimental quantities is discussed. The properties and structure of neutron stars made of this matter are calculated, and the effect of varying the parameters of the models is studied. It is shown that the model predicts neutron stars of mass and radius compatible with the latest astronomical observations, provided that the NJL model vector coupling constant lies in a certain interval. It is concluded that it is possible for the heavier stars predicted by this model to have a hybrid or even pure quark core. Furthermore, proto-neutron stars are idealized as constant-entropy stars and their properties are studied. This enables conclusions to be drawn about the formation and evolution of neutron stars via a purely stationary analysis. Proto-neutron stars at various stages of formation are thus modelled, and their properties discussed.