Ecuación de estado en estrellas de neutrones – resultados recientes sobre las deformidades de enfriamiento y de marea

La EoS hadrónica se obtiene a partir de un enfoque fenomenológico que reproduce las propiedades de la materia nuclear y de los núcleos finitos, al tiempo que cumple las restricciones sobre la materia de alta densidad deducidas de las colisiones de iones pesados, las mediciones de estrellas de neutrones masivas de 2 Msol y los radios de estrellas de neutrones inferiores a 13 km.

Por un lado, realizamos simulaciones de enfriamiento y encontramos que las observaciones son compatibles con una EoS suave cercana a la densidad de saturación, por lo que genera radios de estrellas de neutrones pequeños. Sin embargo, nuestro modelo favorece la creación de masas estelares grandes, superiores a 1,8 Msol, para explicar las estrellas de neutrones aisladas más frías que se han observado, incluso cuando existe el apareamiento de nucleones. Por otro lado, analizamos la posibilidad de una transición de fase que conduzca a estrellas gemelas que cumplan la información obtenida tras el evento de onda gravitacional GW170817.

Encontramos que los datos del evento GW170817 podrían ser interpretados como producidos por la fusión de un sistema binario de estrellas híbridas, o de una estrella híbrida con una estrella de neutrones. De hecho, nuestros resultados parecen favorecer la presencia de una estrella híbrida en la fase inspiral si las futuras detecciones de ondas gravitacionales miden masas de chirp menores a 1,2 Msol y deformidades de marea de 1,4 Msol menores a 400.