Existência de matéria de quarks fria na natureza: modelos e observações

O objetivo deste trabalho é o estudo da matéria de quarks fria em estrelas de nêutrons, a partir de transições de fase da matéria hadrônica para matéria de quarks.
Neste trabalho, após serem apresentados aspectos importantes de evolução estelar e teoria das estrelas de nêutrons, foi feita uma revisão dos modelos para cálculo da estrutura das estrelas em regime relativístico: o modelo canônico das equações de Tolman–Oppenheimer–Volkoff e o “novo paradigma” do modelo de Einstein-Maxwell-Fermi, onde conclui-se que o modelo de Einstein-Maxwell-Fermi possui algumas inconsistências, entre elas a inadequação do modelo para o tratamento de estrelas com equação de estado híbrida e o fato de usar como ponto de partida o modelo atômico, que já apresenta intrinsecamente a propriedade de não-neutralidade local.
Para descrever a fase hadrônica neste trabalho foi estudado o modelo SWRDP, que considera a presença de híperons e os efeitos de forças de muitos corpos simuladas pelo auto-acoplamento não linear e as contribuições méson-méson. A matéria de quarks foi descrita através de duas abordagems: a Teoria de Campo Médio da QCD (MFTQCD) e a Extensão Infravermelha da QCD (QCDIRE).
A abordagem utilizada para fazer a ligação entre a matéria hadrônica e a matéria de quarks fria foi uma transição de fase de primeira ordem utilizando a construção de Maxwell. Para a combinação SWRDP+MFTQCD, a transição de fase foi possível, pois para algumas combinações de parâmetros ajustáveis de ambas as equações as condições para a transformação de Maxwell foram satisfeitas. Para a combinação SWRDP+QCDIRE, não foi possível obter a equação de estado híbrida.
Em seguida as equações de estado híbridas foram integradas utilizando as equações de Tolman–Oppenheimer–Volkoff, e obtidas massas máximas para alguns conjuntos de parâmetros que estão em acordo com observações dos pulsares PSR J1614–2230 (M=1.97±0.04 M_¯) e PSR J0348+0432 (M=2.01±0.04 M_¯). Pela análise dos parâmetros, conclui-se que, nas equações de estado híbridas utilizadas, as que apresentaram matéria hadrônica mais dura e caroço de quarks menos duros (dentro do espaço de parâmetros) foram que as que alcançaram massas maiores.
Com relação ao modelo QCDIRE, a equação de estado não permite nenhuma transição de estado como o modelo hadrônico utilizado e não permite massas maiores que 0.66 M_¯. Isso pode se dever ao fato de não haver nenhuma interação introduzida ad hoc no modelo, mas também indica que levar em conta o confinamento não garante equações de estado aplicáveis para situações realistas.
Neste trabalho também são apresentados alguns resultados com relação à entropia das estrelas de nêutrons, e em seguida utilizou-se a teoria da informação para avaliar a preferência das diferentes equações de estado pela Natureza. Concluiu-se que modelos com núcleos de quark onde a matéria de quarks fria é caracterizada pela baixa interação entre os glúons com maior momento e os quarks, combinados com equações de estado hadrônicas mais duras são mais prováveis de ocorrerem na Natureza pela ótica da teoria da informação.
E por fim, são apresentados os estudos referentes ao estudo do modelo de unparticles e os resultados obtidos do modelo com relação às estrelas  Procyon B e Stein 2051B. Também é apresentado o procedimento utilizado para obter a massa do propagador do modelo utilizando o limite de Chandrasekhar para anãs brancas.