Equació d’estat en estrelles de neutrons – resultats recents sobre les deformitats de refredament i de marea

La EOS hadrònica s'obté a partir d'un enfocament fenomenològic que reprodueix les propietats de la matèria nuclear i dels nuclis finits, alhora que compleix les restriccions sobre la matèria d'alta densitat deduïdes de les col·lisions d'ions pesats, les mesures d'estrelles de neutrons massives de 2 Msol i els radis d'estrelles de neutrons inferiors a 13 km.

D'una banda, realitzem simulacions de refredament i trobem que les observacions són compatibles amb una EOS suau propera a la densitat de saturació, de manera que genera radis d'estrelles de neutrons petits. No obstant això, el nostre model afavoreix la creació de masses estel·lars grans, superiors a 1,8 Msol, per explicar les estrelles de neutrons aïllades més fredes que s'han observat, inclús quan hi ha l'aparellament de nucleons. D'altra banda, analitzem la possibilitat d'una transició de fase que condueixi a estrelles bessones que compleixin la informació obtinguda després de l'esdeveniment d'ona gravitacional GW170817.

Trobem que les dades de l'esdeveniment GW170817 podrien ser interpretats com produïts per la fusió d'un sistema binari d'estrelles híbrides, o d'una estrella híbrida amb una estrella de neutrons. De fet, els nostres resultats semblen afavorir la presència d'una estrella híbrida en la fase inspiral si les futures deteccions d'ones gravitacionals mesuren masses de chirp menors a 1,2 Msol i deformitats de marea d'1,4 Msol menors a 400.