Low Density Warm Stellar Matter with Light Clusters and Hyperclusters, Hyperons and Delta Isobars

Abstract

The abundance of light nuclei, hyperons and $\Delta$ isobars that are produced in stellar environments such as supernova or binary neutron star mergers, is calculated within both Nonlinear and Density-Dependent relativistic mean-field models in low-density matter. Five purely nucleonic light nuclei ($ ^2 $H, $ ^3 $H, $ ^3 $He, $ ^4 $He, $ ^6 $He) are considered, together with three light hypernuclei ($^{3}_{\Lambda}\text{H}$, $^{4}_{\Lambda}\text{H}$, $^{4}_{\Lambda}\text{He}$). We show that the presence of hyperons and $\Delta$s shifts the dissolution of clusters to larger densities, and increases the amount of clusters. This effect is larger the smaller the charge fraction, and the higher the temperature. The abundance of hyperons and $\Delta$s is also affected by the cluster formation: neutral and positively charged hyperons and $\Delta$s suffer a reduction, and the negatively charged ones an increase. We also observe that the dissolution of the less-abundant clusters occurs at larger densities due to smaller Pauli-blocking effects. Overall, hypernuclei set in at temperatures above 25 MeV, and depending on the temperature and chemical composition, they may be more abundant than $^4$He, or even more abundant than other heavier clusters. It is also seen that for some values of the couplings of the $\Delta$s, the nucleon effective mass becomes zero at too low densities, preventing the corresponding EoS of reaching the maximum mass star, therefore not being adequate to describe neutron stars.

A abundância de agregados leves, hiperões e partículas $\Delta$ produzidas em ambientes estelares tais como supernovas e colisões de duas estrelas de neutrões é calculada a baixas densidades no âmbito de modelos relativistas de campo médio não lineares e com acoplamentos dependentes da densidade. Em relação aos agregados leves, consideraram-se cinco agregados puramente nucleónicos e três hiperagregados. Verifica-se que a introdução de hiperões e partículas $\Delta$ empurra a dissolução dos agregados leves para densidades mais altas, aumentando também a sua abundância. Este efeito é tanto maior quanto menor for a fração de carga do sistema e quanto maior a temperatura. Por outro lado, as abundâncias de hiperões e partículas $\Delta$ são também afetadas pela presença de agregados leves no sistema, fazendo com que os hiperões e $\Delta$s de carga positiva ou neutra diminuam de quantidade, enquanto que os de carga negativa aumentam. Também se observa que a dissolução dos agregados menos abundantes ocorre a densidades mais elevadas fruto da redução dos efeitos de Pauli-blocking. De um modo geral, os hiperagregados apenas se formam a temperaturas superiores a 25 MeV, sendo que dependendo da temperatura e composiçao química do sistema, podem chegar a ser mais abundantes que o $ ^4 $He ou mesmo mais abundantes que outros agregados mais pesados. Também se verifica que para alguns valores dos acoplamentos das partículas $\Delta$ aos mesões, a massa efetiva do nucleão torna-se zero a baixas densidades, impedindo a equação de estado correspondente de atingir a estrela de massa máxima. Quando tal acontece, a equação de estado correspondente a esses acoplamentos não serve para descrever estrelas de neutrões.