Nesta tese descrevemos as propriedades de estrelas de nêutrons e pulsares cuja matéria nuclear apresenta processo de transição de fase da matéria hadrônica pura para a matéria hadrônica com um condensado de anti-káons em estado de onda-s. A matéria nuclear da estrela de nêutrons é considerada em equilíbrio β e apresenta energia térmica desprezível comparada aos autovalores de energia dos núcleons (ET = kT << E nuclear), portanto, no tratamento formal a contribuição da temperatura será aproximada como zero. Para tal descrição utilizamos um modelo efetivo desenvolvido por Razeira e Vasconcellos, que chamamos Modelo RV, no qual são considerados acoplamentos de natureza não-linear envolvendo o octecto fundamental bariônico e os campos dos mésons σ, w, q, ς, δ, σ* e Ø, e cuja formulação lagrangiana busca exaurir o espaço de fase dos campos mesônicos por meio de um tratamento perturbativo que apresente alto grau de consistência com o conceito de naturalidade, de modo a aprimorar as predições dos tratamentos teóricos mais convencionais. O Modelo RV incorpora a predição da existência de um novo estado ressonante mesônico no setor escalar-isovetorial leve, proposto por Vasconcellos e colaboradores, deduzido com base na conservação de simetria quiral, estado este representado pelo campo ς. No presente trabalho, para incorporarmos na formulação lagrangiana os termos de interação dos anti-káons com os núcleons, utilizamos uma versão do Modelo RV que leva em conta somente os campos dos núcleons, dos elétrons, dos múons, dos anti-káons, além dos mésons σ, w, q, ς, δ, σ*, compondo matéria nuclear em equilíbrio β e temperatura nula, afim de estudarmos apenas os efeitos da transição de fase para o condensado de anti-káons e os efeitos da subsequente presença dos anti-káons na equação de estado. A imposição da ausência do octeto bariônico está baseada em resultados da literatura, com reforço do próprio Modelo RV, que mostram que a presença dos híperons desloca o limiar de surgimento do condensado de anti-káons para valores de densidade muito acima da densidade central esperada de uma estrela de nêutrons realista. Entre as predições do Modelo RV para o cenário supra citado estão o limiar de densidade bariônica para o aparecimento do condensado de anti-káons K- e ¹K0, a largura da fase mista na transição de fase hádron-condensado de anti-káons, o comportamento da equação de estado da matéria nuclear. Estes resultados mostram que o Modelo RV desloca o limiar do nascimento dos anti-káons para valores maiores de densidade do que os usualmente obtidos na literatura, mas também evidenciam a sensível dependência dos anti-káons para a profundidade do potencial ótico dos káons UK e para a intensidade do acoplamento do méson escalar-isovetorial delta com os káons. Realizamos um estudo de intensidades para a constante de acoplamento delta-káon, g&K, extrapolando alguns valores além do usual, e com eles buscamos calcular as propriedades globais de uma estrela de nêutrons como massa máxima, raio, redshift gravitacional. Encontramos que para os valores de intensidade de acoplamento escolhidos por nós, os valores dos parâmetros acima referidos da estrela de nêutrons apresentam pouca ou nenhuma diferença entre si, nos possibilitando optar por um valor original para g&K. A equação de estado da matéria nuclear evidencia efeitos antagônicos de suavização e enrijecimento conduzidos pelos anti-káons e pelos mésons escalares-isovetoriais δ e ς, respectivamente. Em um capítulo a parte utilizamos o Modelo RV para calcular o resfriamento da estrela de nêutrons via emissividade de neutrinos produzidos pelo processo URCA relativístico, enfatizando a influência da fração de assimetria entre prótons e nêutrons neste processo; e enfatizando de forma equivalente o comportamento da emissividade de neutrinos dentro da fase mista entre a matéria hadrônica ordinária e a matéria com condensado de anti-káons. Em suma, as seguintes propostas e resultados apresentados nesta tese contém elementos de originalidade: Desenvolvimento de um formalismo para a introdução dos anti-káons K¡ e K 0 na matéria nuclear de uma estrela de nêutrons baseado numa extensão da formulação da teoria quântica de campos com acoplamento derivativo, chamada de Modelo RV. Nesta formulação os espaços de fase bariônico e mesônico contemplam respectivamente os campos N, P, σ, w, q, e os mésons escalares-isovetoriais ς e o novo estado ressonante no setor dos campos dos mésons leves ς. Estudo da intensidade da constante de acoplamento entre o méson ς e os kaons g±K. Análise através dos resultados do Modelo RV do papel do condensado de antikáons K¡ e ¹K 0 na emissividade de neutrinos na estrela de nêutrons via Processo URCA Direto (relativístico), com destaque para os efeitos neste sentido da transição de fase entre a matéria hadrônica ordinária e a matéria do condensado de anti-káons. Introdução de novas equações de estado correspondentes ao Modelo RV e a um modelo com acoplamento ajustável (versão preliminar apresentado no final deste capítulo). Os resultados obtidos neste trabalho apresentam uma expressiva modificação na descrição do condensado de antikáons, em especial quanto ao seu limiar de aparecimento e à largura da fase mista da transição de fase, quando estes valores são comparados aos resultados correspondentes obtidos por outros autores. / In this thesis we describe the properties of neutron stars and pulsates whose nuclear matter presents transition of phase of the pure hadronic matter to a hadronic matter with the antikaons condensate in wave - s state. The nuclear matter of neutron star is in β equilibrium and presents thermal energy despicable compared to the eigenvalues of energy of the nucleons (εT = kT<< εnuclear). So, in formal treatment to contribution of the temperature will be brought near like zero. We use an effective model developed by Razeira and Vasconcellos, whom we call RV model, in which are considered couplings of non-linear nature with the basic barionic octet and the meson fields σ, w, q, ς, δ, σ* and δ, and whose lagrangean formulation looks to exhaust the space of phase of the meson fields through a perturbative treatment that presents high level of consistency with the concept of naturalness, in order to improve the predictions of more conventional theoretical treatments. The Model RV incorporates the predictions, based on the conservation of chiral symmetry, for a new resonant meson state in the scalar-isovectorial sector, this state represented by the symbol ς. In the present work, to incorporate in the lagrangean formulation the terms of antikaons interaction with them nucleons, we use a version of the RV model what takes into account only the fields of nucleons, electrons, muons, antikaons, besides the meson fields σ, w, q, ς, δ and ς, composing a nuclear matter in β equilibrium and null temperature, to study the pure effects of the transition of phase for the condensed of antikaons and the pure effects of the presence of the antikaons in the equation of state. The imposition of the absence of the barionic octet is based on results of the literature, with reinforcement of RV model himself, whom they show that the presence of the hiperons it moves the threshold of antikaons condensed for values of density very much above the central expected density of a realistic neutron star. Between the RV model predictions for the scenery above quoted are the threshold of barionic density for the appearance of antikaons K- and K0 condensed, the width of the mixed phase in the hadron - condensed of antikaons phase transition, the behaviour of the equation of state of nuclear matter. Our results show that the RV model moves the threshold of antikaons for density values bigger of what them usually found in the literature; the results also show the sensitive dependence of the antikaons for the depth of kaons optical potential UK and for the intensity of coupling of the scalar-isovectorial meson delta with the kaons. We carry out a magnitude sutdy for the coupling constant of the delta-kaon coupling, g&K, overstepping some values besides the usual one, and with them we calculate the global properties of a neutron star as maximum mass, radius, gravitational redshift. We find that for the intensity of g&K values chosen by us the values of the global properties of neutron star above-mentioned presents little or no difference between them, making possible to us opting for an original value for g&K. To equation of state of the nuclear matter shows antagonic effects of smoothling and stiffnnes driven for antikaons and for the scalar-isovectorial mesons δ and ς, respectively. In the final chapter we use the RV model to calculate the cooling of a neutron star by neutrino emissivity produced by the Relativistic URCA process, emphasizing the influence of the fraction of asymmetry between protons and neutrons in this process; and emphasizing too the behaviour of neutrino emissivity inside the mixed phase between the ordinary hadronic matter and the antikaons condensed hadronic matter. In summary, the following proposals and results presented in this thesis contains Development of a formalism for the introduction of antikaons K¡ and ¹K 0 in the nuclear matter of a neutron star based on an extension of the formulation of the quantum theory of fields with derivative coupling called RV model. In this formulation the baryons and mesons phase space contemplate respectively the fields N, P, σ, w, q, and the scalar-isovectorial meson δ besides the new resonant state in sector of the fields of the light mesons ς. Study of the intensity of the coupling constant between the δ meson and the kaons, g&K. Analysis, through the RV model, of the role of antikaons condensed K- and K 0 in the neutrino emissivity in the neutron star by Direct URCA Process (relativistic), with distinction for the effects in the transition of phase between the ordinary hadronic matter and the matter with antikaons condensed. The introduction of new equations of state for the RV model and also for a model with adjustable couplings (a preliminary version may be found in the conclusions of the thesis). The results obtained in this work present one expressive modification in the description of antikaons condensed when these values are compared with the results for other authors, in special the threshold of antikaons appearance and the width of the mixed phase of the transition of phase.

Made available in DSpace on 2015-06-17T19:34:28Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2014-03-31. Added 1 bitstream(s) on 2015-06-18T12:48:47Z : No. of bitstreams: 1 000829075.pdf: 2247606 bytes, checksum: bd8a92d06a971ea0775a381f27b0fa24 (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Apresentamos resultados de um estudo sistemático do papel das equações de estado no modelo hidrodinâmico. Simulamos colisões Au+Au para duas energias do Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC), 130 e 200 GeV por nucleon, para compararmos os nossos resultados aos dados experimentais desse acelerador. Utilizando as mesmas condições iniciais e mecanismo de desacoplamento, analisamos os efeitos de diferentes equações de estado sobre alguns observáveis físicos através dos resultados de suas respectivas evoluções hidrodinâmicas. Os observáveis de interesse nesse trabalho são o espectro de partículas, o fluxo elíptico, usado para estudar o impacto das equações de estado nas anisotropias do estado final, e os parâmetros de raio estimados através do efeito Hambury-Brown-Twiss (HBT). São estudadas três diferentes equações de estado, cada uma enfocando diferentes características do sistema formado, tais como a natureza da transição de fase, densidades de estranheza e bariônica. Essas diferentes equações de estado implicam em diferentes respostas hidrodinâmicas sobre os observáveis. Embora as três equações de estado utilizadas no cálculo descrevam razoavelmente bem os dados experimentais, as diferenças observadas são pequenas, demonstrando pouca sensibilidade dos resultados finais a cada escolha particular de equação de estado / We present results of a systematic study of the role of the equation of state in the hydrodynamic model. We simulate Au+Au collisions for two energies of the Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC), 130 and 200 GeV per nucleon, in order to compare our results to the collider data. By using the same initial conditions and freeze-out scenario, we analysed the effects of different equations of state on some physical observables trough the results of their respective hydrodynamical evolution. The observables of interest investigate here are particle spectra, elliptic flow, used to study the impact of the equations of state on final state anisotropies, and radii parameters estimated by the Hambury-Brown-Twiss effect (HBT). Three different types of equation of state are studied, each focusing on different features of the system, such as the nature of the phase transition, strangeness and baryon densities. These different equations of state imply different hydrodynamic responses on the observables. Although the three equations of state used in the calculations describe the data reasonably well, some small differences are observed, showing weak sensitivity of the results on the particular choice of equation of state / CAPES: 33015015001P7

Nesta tese descrevemos as propriedades de estrelas de nêutrons e pulsares cuja matéria nuclear apresenta processo de transição de fase da matéria hadrônica pura para a matéria hadrônica com um condensado de anti-káons em estado de onda-s. A matéria nuclear da estrela de nêutrons é considerada em equilíbrio β e apresenta energia térmica desprezível comparada aos autovalores de energia dos núcleons (ET = kT << E nuclear), portanto, no tratamento formal a contribuição da temperatura será aproximada como zero. Para tal descrição utilizamos um modelo efetivo desenvolvido por Razeira e Vasconcellos, que chamamos Modelo RV, no qual são considerados acoplamentos de natureza não-linear envolvendo o octecto fundamental bariônico e os campos dos mésons σ, w, q, ς, δ, σ* e Ø, e cuja formulação lagrangiana busca exaurir o espaço de fase dos campos mesônicos por meio de um tratamento perturbativo que apresente alto grau de consistência com o conceito de naturalidade, de modo a aprimorar as predições dos tratamentos teóricos mais convencionais. O Modelo RV incorpora a predição da existência de um novo estado ressonante mesônico no setor escalar-isovetorial leve, proposto por Vasconcellos e colaboradores, deduzido com base na conservação de simetria quiral, estado este representado pelo campo ς. No presente trabalho, para incorporarmos na formulação lagrangiana os termos de interação dos anti-káons com os núcleons, utilizamos uma versão do Modelo RV que leva em conta somente os campos dos núcleons, dos elétrons, dos múons, dos anti-káons, além dos mésons σ, w, q, ς, δ, σ*, compondo matéria nuclear em equilíbrio β e temperatura nula, afim de estudarmos apenas os efeitos da transição de fase para o condensado de anti-káons e os efeitos da subsequente presença dos anti-káons na equação de estado. A imposição da ausência do octeto bariônico está baseada em resultados da literatura, com reforço do próprio Modelo RV, que mostram que a presença dos híperons desloca o limiar de surgimento do condensado de anti-káons para valores de densidade muito acima da densidade central esperada de uma estrela de nêutrons realista. Entre as predições do Modelo RV para o cenário supra citado estão o limiar de densidade bariônica para o aparecimento do condensado de anti-káons K- e ¹K0, a largura da fase mista na transição de fase hádron-condensado de anti-káons, o comportamento da equação de estado da matéria nuclear. Estes resultados mostram que o Modelo RV desloca o limiar do nascimento dos anti-káons para valores maiores de densidade do que os usualmente obtidos na literatura, mas também evidenciam a sensível dependência dos anti-káons para a profundidade do potencial ótico dos káons UK e para a intensidade do acoplamento do méson escalar-isovetorial delta com os káons. Realizamos um estudo de intensidades para a constante de acoplamento delta-káon, g&K, extrapolando alguns valores além do usual, e com eles buscamos calcular as propriedades globais de uma estrela de nêutrons como massa máxima, raio, redshift gravitacional. Encontramos que para os valores de intensidade de acoplamento escolhidos por nós, os valores dos parâmetros acima referidos da estrela de nêutrons apresentam pouca ou nenhuma diferença entre si, nos possibilitando optar por um valor original para g&K. A equação de estado da matéria nuclear evidencia efeitos antagônicos de suavização e enrijecimento conduzidos pelos anti-káons e pelos mésons escalares-isovetoriais δ e ς, respectivamente. Em um capítulo a parte utilizamos o Modelo RV para calcular o resfriamento da estrela de nêutrons via emissividade de neutrinos produzidos pelo processo URCA relativístico, enfatizando a influência da fração de assimetria entre prótons e nêutrons neste processo; e enfatizando de forma equivalente o comportamento da emissividade de neutrinos dentro da fase mista entre a matéria hadrônica ordinária e a matéria com condensado de anti-káons. Em suma, as seguintes propostas e resultados apresentados nesta tese contém elementos de originalidade: Desenvolvimento de um formalismo para a introdução dos anti-káons K¡ e K 0 na matéria nuclear de uma estrela de nêutrons baseado numa extensão da formulação da teoria quântica de campos com acoplamento derivativo, chamada de Modelo RV. Nesta formulação os espaços de fase bariônico e mesônico contemplam respectivamente os campos N, P, σ, w, q, e os mésons escalares-isovetoriais ς e o novo estado ressonante no setor dos campos dos mésons leves ς. Estudo da intensidade da constante de acoplamento entre o méson ς e os kaons g±K. Análise através dos resultados do Modelo RV do papel do condensado de antikáons K¡ e ¹K 0 na emissividade de neutrinos na estrela de nêutrons via Processo URCA Direto (relativístico), com destaque para os efeitos neste sentido da transição de fase entre a matéria hadrônica ordinária e a matéria do condensado de anti-káons. Introdução de novas equações de estado correspondentes ao Modelo RV e a um modelo com acoplamento ajustável (versão preliminar apresentado no final deste capítulo). Os resultados obtidos neste trabalho apresentam uma expressiva modificação na descrição do condensado de antikáons, em especial quanto ao seu limiar de aparecimento e à largura da fase mista da transição de fase, quando estes valores são comparados aos resultados correspondentes obtidos por outros autores. / In this thesis we describe the properties of neutron stars and pulsates whose nuclear matter presents transition of phase of the pure hadronic matter to a hadronic matter with the antikaons condensate in wave - s state. The nuclear matter of neutron star is in β equilibrium and presents thermal energy despicable compared to the eigenvalues of energy of the nucleons (εT = kT<< εnuclear). So, in formal treatment to contribution of the temperature will be brought near like zero. We use an effective model developed by Razeira and Vasconcellos, whom we call RV model, in which are considered couplings of non-linear nature with the basic barionic octet and the meson fields σ, w, q, ς, δ, σ* and δ, and whose lagrangean formulation looks to exhaust the space of phase of the meson fields through a perturbative treatment that presents high level of consistency with the concept of naturalness, in order to improve the predictions of more conventional theoretical treatments. The Model RV incorporates the predictions, based on the conservation of chiral symmetry, for a new resonant meson state in the scalar-isovectorial sector, this state represented by the symbol ς. In the present work, to incorporate in the lagrangean formulation the terms of antikaons interaction with them nucleons, we use a version of the RV model what takes into account only the fields of nucleons, electrons, muons, antikaons, besides the meson fields σ, w, q, ς, δ and ς, composing a nuclear matter in β equilibrium and null temperature, to study the pure effects of the transition of phase for the condensed of antikaons and the pure effects of the presence of the antikaons in the equation of state. The imposition of the absence of the barionic octet is based on results of the literature, with reinforcement of RV model himself, whom they show that the presence of the hiperons it moves the threshold of antikaons condensed for values of density very much above the central expected density of a realistic neutron star. Between the RV model predictions for the scenery above quoted are the threshold of barionic density for the appearance of antikaons K- and K0 condensed, the width of the mixed phase in the hadron - condensed of antikaons phase transition, the behaviour of the equation of state of nuclear matter. Our results show that the RV model moves the threshold of antikaons for density values bigger of what them usually found in the literature; the results also show the sensitive dependence of the antikaons for the depth of kaons optical potential UK and for the intensity of coupling of the scalar-isovectorial meson delta with the kaons. We carry out a magnitude sutdy for the coupling constant of the delta-kaon coupling, g&K, overstepping some values besides the usual one, and with them we calculate the global properties of a neutron star as maximum mass, radius, gravitational redshift. We find that for the intensity of g&K values chosen by us the values of the global properties of neutron star above-mentioned presents little or no difference between them, making possible to us opting for an original value for g&K. To equation of state of the nuclear matter shows antagonic effects of smoothling and stiffnnes driven for antikaons and for the scalar-isovectorial mesons δ and ς, respectively. In the final chapter we use the RV model to calculate the cooling of a neutron star by neutrino emissivity produced by the Relativistic URCA process, emphasizing the influence of the fraction of asymmetry between protons and neutrons in this process; and emphasizing too the behaviour of neutrino emissivity inside the mixed phase between the ordinary hadronic matter and the antikaons condensed hadronic matter. In summary, the following proposals and results presented in this thesis contains Development of a formalism for the introduction of antikaons K¡ and ¹K 0 in the nuclear matter of a neutron star based on an extension of the formulation of the quantum theory of fields with derivative coupling called RV model. In this formulation the baryons and mesons phase space contemplate respectively the fields N, P, σ, w, q, and the scalar-isovectorial meson δ besides the new resonant state in sector of the fields of the light mesons ς. Study of the intensity of the coupling constant between the δ meson and the kaons, g&K. Analysis, through the RV model, of the role of antikaons condensed K- and K 0 in the neutrino emissivity in the neutron star by Direct URCA Process (relativistic), with distinction for the effects in the transition of phase between the ordinary hadronic matter and the matter with antikaons condensed. The introduction of new equations of state for the RV model and also for a model with adjustable couplings (a preliminary version may be found in the conclusions of the thesis). The results obtained in this work present one expressive modification in the description of antikaons condensed when these values are compared with the results for other authors, in special the threshold of antikaons appearance and the width of the mixed phase of the transition of phase.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:24:06Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2002-11Bitstream added on 2014-06-13T20:11:56Z : No. of bitstreams: 1 medeiros_lg_me_ift.pdf: 943733 bytes, checksum: 8f5f1180edcd48023b600dfce45adc22 (MD5) / Sabemos, do modelo padrão da cosmologia, que quatro equações regem a dinâmica do universo. As duas primeiras são as equações de Friedmann, a terceira é a equação de conservação do tensor energia momento e a última é uma equação de estado. Através desta equação de estado podemos definir 3 períodos bastante distintos na evolução de nosso universo: era da matéria; era da radiação; era inflacionária . Por outro lado, baseado na termodinâmica, é razoável supor que a equação de estado do universo primordial seja bastante complexa, principalmente devido ao fenômeno de produção de pares. Nesta dissertação, propomos algumas equações de estado p(kT) para o universo primordial, baseado em um gás de fótons mais um gás de nucleons provenientes da radiação. Utilizando o método de Mayer de expansão de clusters, estes nucleons são tratados estatisticamente como partículas clássicas que interagem através de potenciais nucleares fenomenológicos. A principal característica destas equações de estado é que, devido à forte atração da interação nuclear, conforme a energia kT aumenta a pressão torna-se negativa. Portanto, as equações de estado p(kT) são capazes de ligar de forma natural as relações da era da radiação, da era inflacionária, possibilitando assim um mecanismo físico de geração de inflação no universo primordial. / We knows, from the standard model of cosmology, that four equations determine the dynamics of the universe. The first two are the Friedmann's equations, the third one is the equation of the conservation of the energy-momentum tensor and the last one is a equation of state. Through this equation of state we can define 3 much distinct periods in the evolution of the universe: matter era; radiation era; inflationary era. Nevertheless, based on thermodynamics, it's reasonable to suppose that the equation of state of the early universe is very complex, mainly due to the pair production phenomenon. In this dissertation we propose some equations of state p(KT) for the early universe, based in a gas of fotons plus a gas of radiation-belonging nucleons. Using the Mayer's method of cluster expansion, these nucleons are treated statisticaly as classical particles that interact through phenomenological nuclear potentials. The main characteristic of these equations of state is that, due to the strong attraction of the nuclear interaction, as the energy kT grows the pressure become negative. Thus, the equations of state p(kT) are able to link naturally the equation of the radiation era and of the inflationary era, enabling in this way a physical mechanism that produces inflation in the early universe.

Orientador: Ruben Aldrovandi / Banca: Sandro Silva e Costa / Banca: Diógenes Galetti / Resumo: Sabemos, do modelo padrão da cosmologia, que quatro equações regem a dinâmica do universo. As duas primeiras são as equações de Friedmann, a terceira é a equação de conservação do tensor energia momento e a última é uma equação de estado. Através desta equação de estado podemos definir 3 períodos bastante distintos na evolução de nosso universo: era da matéria; era da radiação; era inflacionária . Por outro lado, baseado na termodinâmica, é razoável supor que a equação de estado do universo primordial seja bastante complexa, principalmente devido ao fenômeno de produção de pares. Nesta dissertação, propomos algumas equações de estado p(kT) para o universo primordial, baseado em um gás de fótons mais um gás de nucleons provenientes da radiação. Utilizando o método de Mayer de expansão de clusters, estes nucleons são tratados estatisticamente como partículas clássicas que interagem através de potenciais nucleares fenomenológicos. A principal característica destas equações de estado é que, devido à forte atração da interação nuclear, conforme a energia kT aumenta a pressão torna-se negativa. Portanto, as equações de estado p(kT) são capazes de ligar de forma natural as relações da era da radiação, da era inflacionária, possibilitando assim um mecanismo físico de geração de inflação no universo primordial. / Abstract: We knows, from the standard model of cosmology, that four equations determine the dynamics of the universe. The first two are the Friedmann's equations, the third one is the equation of the conservation of the energy-momentum tensor and the last one is a equation of state. Through this equation of state we can define 3 much distinct periods in the evolution of the universe: matter era; radiation era; inflationary era. Nevertheless, based on thermodynamics, it's reasonable to suppose that the equation of state of the early universe is very complex, mainly due to the pair production phenomenon. In this dissertation we propose some equations of state p(KT) for the early universe, based in a gas of fotons plus a gas of radiation-belonging nucleons. Using the Mayer's method of cluster expansion, these nucleons are treated statisticaly as classical particles that interact through phenomenological nuclear potentials. The main characteristic of these equations of state is that, due to the strong attraction of the nuclear interaction, as the energy kT grows the pressure become negative. Thus, the equations of state p(kT) are able to link naturally the equation of the radiation era and of the inflationary era, enabling in this way a physical mechanism that produces inflation in the early universe. / Mestre

No presente trabalho, investigamos os efeitos de correlações eletrostáticas no cálculo de propriedades termodinâmicas em suspensões coloidais carregadas. Esse estudo tem por objetivo estabelecer as causas dos desvios observados no cálculo das compressibilidades osmóticas quando obtidos pela teoria de flutuações e pela equação de estado do modelo de Jellium renormalizado. Os efeitos das correlações iônicas são analisados no contexto da teoria de funcionais de densidade e da teoria de equações integrais no modelo primitivo. Nossos resultados indicam que as discrepâncias podem estar associadas a efeitos de correlações iônicas ausentes na teoria de campo médio. / In the present work we investigate the effects of electrostatic correlations on the calculation of thermodynamic properties in charged colloidal suspensions. This study has the objective of establishing the causes of the observed deviations in the calculation of the osmotic compressibility obtained by the fluctuation theory and by the equation of state from the renormalized Jellium model. The effects of the ionic correlations are analyzed under the context of the density functional theory and of the integral equations theory in the primitive model. Our results indicate that the discrepancies may be associated to ionic correlation effects absent in the mean field level.

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Os recentes avanços no campo da física de altas energias têm possibilitado cada vez mais o estudo da matéria sob condições extremas. Nesse contexto, novos estados da matéria vêm sendo descobertos e especulados. Dentre esses estados hipotéticos da matéria, encontra-se o de quarks desconfinados quando em ambientes de altíssimas densidades e/ou temperaturas. O cenário de densidades extremas e baixas temperaturas é encontrado no interior de estrelas de nêutrons, fazendo destas verdadeiros laboratórios para o estudo da matéria nuclear. A proposta desse trabalho é estudar a transição de fase de desconfinamento de quarks no interior de estrelas de nêutrons não-rotantes. Começamos o trabalho com urna introdução aos modelos da hadrodinâmica quântica que descreve a matéria nuclear através de um formalismo relativístico de interação de muitos corpos, no qual a troca de mésons escalares e vetoriais é a fonte de interação entre bárions. Neste trabalho, a matéria hadrônica é descrita pelo Modelo a — w Não-Linear e pelo Modelo Ajustável, que são extensões do Modelo de Walecka. O primeiro modelo considera um acoplamento mínimo entre bárions e mésons e o segundo, um acoplamento derivativo ajustável. O ajuste de valores dos parâmetros de ambos modelos é feito através das propriedades da matéria nuclear na saturação. Em particular, ao considerarmos a presença de híperons para densidades maiores, somos impelidos a utilizar modelos teóricos para descrever o acoplamento dos mesmos com os núcleons, uma vez que híperons não populam a matéria nuclear na saturação. O diagrama de fases da Cromodinâmica Quântica (Quantum Chromodynamics - Q.C.D.) apresenta uma série de novas fases quando tomamos extremos de temperatura e/ou densidades. Em particular, estamos interessados na transição de fase que ocorre para baixa temperatura e alta densidade, no qual os quarks sofrem um desconfinamento. A matéria de quarks desconfinados é comumente descrita na literatura através do modelo de sacola do M.I.T., no qual os quarks são considerados assintoticamente livres em uma região do espaço denominada sacola. A estabilidade da sacola é assegurada através de um parâmetro denominado constante de sacola, cujos valores serão relacionados à densidade de energia da matéria de quarks. Como consideramos duas fases distintas, compostas por diferentes tipos de partículas, teremos um sistema multicomponente composto por duas fases independentes. Assumimos que a transição de fase segue o critério de Gibbs e é de primeira ordem, apresentando, portanto, uma fase mista onde ocorrerá a coexistência de fases. Consideramos ainda a conservação global da carga elétrica e do número bariônico, fazendo com que a equação de estado cresça continuamente ao longo da fase mista e possibilitando a descrição de uma estrela. É verificada a influência de diferentes escolhas de parâmetros, esquemas de acoplamentos de híperons e modelos que descrevem a matéria hadrônica na transição de fase. Os reflexos dessas incertezas serão estudados na rigidez da equação de estado, no tamanho da fase mista e no início e final da transição. Urna vez obtida a equação de estado para a matéria no interior da estrela, determinamos suas propriedades observáveis estáticas, ou seja, sua relação massa-raio, através das equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Através da equação de estado para matéria de hádrons populada por híperons. obtemos as propriedades de estrelas de híperons e.Recent advances on the field of high energy physics have enabled the study of matter under extreme conditions and, in this context, new states of matter are being discovered and speculated upon. Among these hypothetical states of matter is the one of deconfined quarks in high densities and/or temperatures. An environment with extreme densities and low temperature is found in the interior of neutron stars, making them laboratories for the study of nuclear matter. The aim of this work is to study the quark deconfinement phase transition in the interior of non-rotating neutron stars. We begin by introducing quantum hadrodynamics (QHD) models that describe nuclear matter in a relativistic many-body formalism, in which the exchange of scalar and vector mesons is responsible for the interaction among baryons. In this work the hadronic matter is described by the Non-Linear a — w Model and by the Adjustable Model, which are extentions of the Walecka Model. The former considers a minimal coupling between baryons and mesons, while the latter considers an adjustable derivative coupling. In both models, the parameters are tuned to reproduce the properties of nuclear matter at saturation dcom as equações de estado para as fases de hádrons, mista e de quarks, modelamos uma estrela híbrida, com um caroço de quarks livres em seu interior. Por fim, apontamos as incertezas teóricas inerentes à dependência dos parâmetros dos modelos que descrevem a matéria de hádrons e de quarks e também de diferentes modelos de acoplamentos de híperons para as propriedades de estrelas de híperons e híbridas. São ainda abordados tópicos em aberto no que se refere à transições de fase no contexto de estrelas compactas e novas perpectivas que podem levar a resultados mais realistas. / Recent advances on the field of high energy physics have enabled the study of matter under extreme conditions and, in this context, new states of matter are being discovered and speculated upon. Among these hypothetical states of matter is the one of deconfined quarks in high densities and/or temperatures. An environment with extreme densities and low temperature is found in the interior of neutron stars, making them laboratories for the study of nuclear matter. The aim of this work is to study the quark deconfinement phase transition in the interior of non-rotating neutron stars. We begin by introducing quantum hadrodynamics (QHD) models that describe nuclear matter in a relativistic many-body formalism, in which the exchange of scalar and vector mesons is responsible for the interaction among baryons. In this work the hadronic matter is described by the Non-Linear a — w Model and by the Adjustable Model, which are extentions of the Walecka Model. The former considers a minimal coupling between baryons and mesons, while the latter considers an adjustable derivative coupling. In both models, the parameters are tuned to reproduce the properties of nuclear matter at saturation density. In particular, when considering the presence of hyperons at higher densities, we need to use theoretical models to describe their coupling with the mesons, since hyperons do not populate nuclear matter at saturation. The quantum chromodynamics (QCD) phase diagram presents several new phases when we consider extreme temperatures and/or densities. In particular, we are interested on the transition that takes place in low temperature and high densities, in which the quarks suffer deconfinement. This kind of quark matter is usually described in the literature by means of the MIT bag model, in which the quarks are considered to be asymptotically free in a space region denominated bag. The stability of the bag is assured by means of a parameter, the bag constant, whose values are related to the energy density of quark matter. Since we consider two distinct phases, each formed of different kinds of particles, this multicomponent system is composed of two different independent phases. We assume the phase transition is first-order and follows the Gibbs' criteria, and therefore presents mixed phase. We consider a global electric and baryonic charge conservation, making the equation of state to grow continuously through the mixed phase and making it possible to describe a star. We investigate the influence of different choices of parameters, hyperon coupling schemes and QHD models on the phase transition. The influence of these uncertainties are studied in the stiffness of the equation of state. the size of the mixed phase and in the beginning and ending of the phase transition. Having determined the equation of state for the matter in the interior of the star, we obtain the star's static properties, i.e., the mass-radius relation, by use of the Tolman- Oppenheimer-Volkoff (TOV) equations. Using the equation of state for hadronic matter populated by hyperons we obtain the properties of hyperon stars and, also considering the equation of state for mixed and quark matter, we model a hybrid star, with a core made of free quarks. Finally, we point out the theoretical uncertainties, inherent to the parameters of the QHD models and of the MIT model, and also to the different hyperon scheme couplings, on the hyperon and hybrid stars' properties. In addition, open topics related to the context of phase transitions on compact stars, and new perspectives that may lead to more realistic results, are discussed.

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Os recentes avanços no campo da física de altas energias têm possibilitado cada vez mais o estudo da matéria sob condições extremas. Nesse contexto, novos estados da matéria vêm sendo descobertos e especulados. Dentre esses estados hipotéticos da matéria, encontra-se o de quarks desconfinados quando em ambientes de altíssimas densidades e/ou temperaturas. O cenário de densidades extremas e baixas temperaturas é encontrado no interior de estrelas de nêutrons, fazendo destas verdadeiros laboratórios para o estudo da matéria nuclear. A proposta desse trabalho é estudar a transição de fase de desconfinamento de quarks no interior de estrelas de nêutrons não-rotantes. Começamos o trabalho com urna introdução aos modelos da hadrodinâmica quântica que descreve a matéria nuclear através de um formalismo relativístico de interação de muitos corpos, no qual a troca de mésons escalares e vetoriais é a fonte de interação entre bárions. Neste trabalho, a matéria hadrônica é descrita pelo Modelo a — w Não-Linear e pelo Modelo Ajustável, que são extensões do Modelo de Walecka. O primeiro modelo considera um acoplamento mínimo entre bárions e mésons e o segundo, um acoplamento derivativo ajustável. O ajuste de valores dos parâmetros de ambos modelos é feito através das propriedades da matéria nuclear na saturação. Em particular, ao considerarmos a presença de híperons para densidades maiores, somos impelidos a utilizar modelos teóricos para descrever o acoplamento dos mesmos com os núcleons, uma vez que híperons não populam a matéria nuclear na saturação. O diagrama de fases da Cromodinâmica Quântica (Quantum Chromodynamics - Q.C.D.) apresenta uma série de novas fases quando tomamos extremos de temperatura e/ou densidades. Em particular, estamos interessados na transição de fase que ocorre para baixa temperatura e alta densidade, no qual os quarks sofrem um desconfinamento. A matéria de quarks desconfinados é comumente descrita na literatura através do modelo de sacola do M.I.T., no qual os quarks são considerados assintoticamente livres em uma região do espaço denominada sacola. A estabilidade da sacola é assegurada através de um parâmetro denominado constante de sacola, cujos valores serão relacionados à densidade de energia da matéria de quarks. Como consideramos duas fases distintas, compostas por diferentes tipos de partículas, teremos um sistema multicomponente composto por duas fases independentes. Assumimos que a transição de fase segue o critério de Gibbs e é de primeira ordem, apresentando, portanto, uma fase mista onde ocorrerá a coexistência de fases. Consideramos ainda a conservação global da carga elétrica e do número bariônico, fazendo com que a equação de estado cresça continuamente ao longo da fase mista e possibilitando a descrição de uma estrela. É verificada a influência de diferentes escolhas de parâmetros, esquemas de acoplamentos de híperons e modelos que descrevem a matéria hadrônica na transição de fase. Os reflexos dessas incertezas serão estudados na rigidez da equação de estado, no tamanho da fase mista e no início e final da transição. Urna vez obtida a equação de estado para a matéria no interior da estrela, determinamos suas propriedades observáveis estáticas, ou seja, sua relação massa-raio, através das equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Através da equação de estado para matéria de hádrons populada por híperons. obtemos as propriedades de estrelas de híperons e.Recent advances on the field of high energy physics have enabled the study of matter under extreme conditions and, in this context, new states of matter are being discovered and speculated upon. Among these hypothetical states of matter is the one of deconfined quarks in high densities and/or temperatures. An environment with extreme densities and low temperature is found in the interior of neutron stars, making them laboratories for the study of nuclear matter. The aim of this work is to study the quark deconfinement phase transition in the interior of non-rotating neutron stars. We begin by introducing quantum hadrodynamics (QHD) models that describe nuclear matter in a relativistic many-body formalism, in which the exchange of scalar and vector mesons is responsible for the interaction among baryons. In this work the hadronic matter is described by the Non-Linear a — w Model and by the Adjustable Model, which are extentions of the Walecka Model. The former considers a minimal coupling between baryons and mesons, while the latter considers an adjustable derivative coupling. In both models, the parameters are tuned to reproduce the properties of nuclear matter at saturation dcom as equações de estado para as fases de hádrons, mista e de quarks, modelamos uma estrela híbrida, com um caroço de quarks livres em seu interior. Por fim, apontamos as incertezas teóricas inerentes à dependência dos parâmetros dos modelos que descrevem a matéria de hádrons e de quarks e também de diferentes modelos de acoplamentos de híperons para as propriedades de estrelas de híperons e híbridas. São ainda abordados tópicos em aberto no que se refere à transições de fase no contexto de estrelas compactas e novas perpectivas que podem levar a resultados mais realistas. / Recent advances on the field of high energy physics have enabled the study of matter under extreme conditions and, in this context, new states of matter are being discovered and speculated upon. Among these hypothetical states of matter is the one of deconfined quarks in high densities and/or temperatures. An environment with extreme densities and low temperature is found in the interior of neutron stars, making them laboratories for the study of nuclear matter. The aim of this work is to study the quark deconfinement phase transition in the interior of non-rotating neutron stars. We begin by introducing quantum hadrodynamics (QHD) models that describe nuclear matter in a relativistic many-body formalism, in which the exchange of scalar and vector mesons is responsible for the interaction among baryons. In this work the hadronic matter is described by the Non-Linear a — w Model and by the Adjustable Model, which are extentions of the Walecka Model. The former considers a minimal coupling between baryons and mesons, while the latter considers an adjustable derivative coupling. In both models, the parameters are tuned to reproduce the properties of nuclear matter at saturation density. In particular, when considering the presence of hyperons at higher densities, we need to use theoretical models to describe their coupling with the mesons, since hyperons do not populate nuclear matter at saturation. The quantum chromodynamics (QCD) phase diagram presents several new phases when we consider extreme temperatures and/or densities. In particular, we are interested on the transition that takes place in low temperature and high densities, in which the quarks suffer deconfinement. This kind of quark matter is usually described in the literature by means of the MIT bag model, in which the quarks are considered to be asymptotically free in a space region denominated bag. The stability of the bag is assured by means of a parameter, the bag constant, whose values are related to the energy density of quark matter. Since we consider two distinct phases, each formed of different kinds of particles, this multicomponent system is composed of two different independent phases. We assume the phase transition is first-order and follows the Gibbs' criteria, and therefore presents mixed phase. We consider a global electric and baryonic charge conservation, making the equation of state to grow continuously through the mixed phase and making it possible to describe a star. We investigate the influence of different choices of parameters, hyperon coupling schemes and QHD models on the phase transition. The influence of these uncertainties are studied in the stiffness of the equation of state. the size of the mixed phase and in the beginning and ending of the phase transition. Having determined the equation of state for the matter in the interior of the star, we obtain the star's static properties, i.e., the mass-radius relation, by use of the Tolman- Oppenheimer-Volkoff (TOV) equations. Using the equation of state for hadronic matter populated by hyperons we obtain the properties of hyperon stars and, also considering the equation of state for mixed and quark matter, we model a hybrid star, with a core made of free quarks. Finally, we point out the theoretical uncertainties, inherent to the parameters of the QHD models and of the MIT model, and also to the different hyperon scheme couplings, on the hyperon and hybrid stars' properties. In addition, open topics related to the context of phase transitions on compact stars, and new perspectives that may lead to more realistic results, are discussed.