Pasta nuclear e evolução de protoestrelas de nêutrons

Abstract

Acredita-se que uma protoestrela de nêutrons nasça partir do colapso do núcleo de uma estrela massiva em conjunção com uma explosão de supernova. Durante os primeiros segundos de evolução, aproximadamente toda energia de ligação é irradiada em forma de neutrinos. A luminosidade de neutrinos é controlada por vários fatores, alguns deles sendo a massa total da protoestrela de nêutrons e a opacidade dos neutrinos em relação a sua matéria constituinte. Nesta tese mostramos que há uma diferença importante na evolução de protoestrelas de nêutrons quando estas apresentam a formação da pasta nuclear na sua crosta. A fase de desleptonização e resfriamento no início da vida da protoestrela de nêutrons é temporalmente mais longa em comparação com uma protoestrela de nêutrons constituída apenas de matéria homogênea. Isso pode ser dito porque os coeficientes de difusão das equações de transporte que regem os processos de desleptonização e resfriamento da estrela são sempre menores na presença da pasta nuclear. A pasta nuclear foi calculada pelo método de coexistência de fases impondo neutralidade de carga, equilíbrio beta e aprisionamento de neutrinos. O coeficiente da energia de superfície nuclear foi calculado a partir de três parametrizações diferentes e vimos que, com uma das parametrizações, os resultados obtidos se aproximam muito da pasta nuclear calculada pelo método de Thomas-Fermi, o que confere credibilidade ao método aqui utilizado.

A protoneutron star is believed to be born from the collapse of a very massive star and a supernova explosion. During the first few seconds of the star evolution, almost all the binding energy is taken away by the neutrinos. The neutrino luminosity is controlled mainly by the total protoneutron star mass and the neutrino opacity. In this thesis we show that an important difference in the evolution of a protoneutron star is seen if a pasta phase is present in its inner crust. The deleptonization and cooling processes take longer than if the crust would be made of homogeneous matter only. This statement results from the smaller difusion coefficients obtained with the inclusion of the pasta phase. The difusion coefficients present in the transport equations determine the temporal behavior associated with the deleptonization and cooling processes. The nuclear pasta was calculated by the coexistence phases method. We have assumed total charge neutrality, b -equilibrium and neutrino trapping in the equation of state. The surface energy coefficient was obtained with three different parametrizations and one of them pratically reproduces results obtained with the more sophisticated Thomas-Fermi method, yieldind credibility to our method.