Equações de estado para supernovas e estrelas de nêutrons

Abstract

Nesta tese são mostradas duas equações de estado (EoS) nucleares para aplicação em objetos estelares compactos. Primeiramente apresentamos uma EoS para simulações de supernovas baseada no modelo da gota líquida modificada com forças de Skyrme. Para essa EoS foi criado um formalismo que possibilita a construção de uma distribuição nuclear associada a qualquer EoS a temperatura finita. Além disso, exploramos o efeito da inclusão de efeitos de camada, e consideramos modelos microscópicos que descrevem as massa nucleares, durante a trajetória do colapso de uma supernova. Apresentamos nos capítulos subsequentes uma equação de estado (EOS) para estrelas de nêutrons. Tratamos a matéria homogênea feita de nucleons usando um modelo de acoplamento de mésons e quarks, o quark-meson-coupling (QMC). Mostramos uma tabela com uma variedade de quantidades termodinâmicas, as quais cobrem os valores de fração de prótons YP = 0 - 0.65 com o espaçamento linear ? YP = 0.01 (66 pontos) e os valores de densidade ?B =1014 1016 g.cm-3 com o espaçamento logarítmico ? log10 ?B /[g.cm-3]) = 0.1 (21 pontos). Além de um trabalho preliminar que foi realizado a temperatura zero com os nossos resultados comparados comas equações de estado usadas e já disponíveis na literatura, acrescentamos no modelo uma interação entre os mésons ? - ?, e verificamos que essa modificação diminui o valor do slope da energia de simetria e consequentemente o raio da estrela de nêutrons de 1.4 massas solares. Para a EoS com o modelo QMC foi investigado a presença da fase pasta na região de baixas densidades, analisamos as estruturas presentes a fração de prótons fixa e em equilíbrio beta, assim como o efeito da fase pasta nas estrelas de nêutrons.

Abstract : In this thesis two nuclear equations of state (EoS) for possible use in core-collapse supernova simulations are presented. First, we show an EoS based on a modified liquid-drop model with Skyrme interactions. For this EoS we create a formalism in which one can construct a nuclear distribution associated to any finite temperature EoS. Also, we explore the effect of including shell structure, and consider microscopic models which describe the nuclear masses, during the supernova collapse. We show in the following chapters an EoS for neutron stars. We treat uniform matter made of nucleons using the quark-meson coupling (QMC) model. We display a table with a variety of thermodynamic quantities, which covers the proton fraction range YP = 0 - 0.65 with the linear grid spacing ? YP = 0.01 (66 points) and the density range ?B =1014 1016 g.cm-3 with the logarithmic grid spacing ? log10 ?B /[g.cm-3]) = 0.1 (21 points). Besides the preliminary work, which was performed at zero temperature and compared with some of the widely used EoSs already available in the literature, we also added in the model an interaction between the ? ? mesons, and verify that this modification decreases the slope of the model, and thereafter the 1.4 solar mass neutron star radius. For the EoS with the QMC model, we investigate the existence of pasta phases on the low densities region, analyze the structures at fixes protons fractions and in beta equilibrium, as well as the pasta phase effect on the neutron star crust.