Is the coexistence of strange quark stars and hadronic stars favored by astrophysical data? A Bayesian analysis

Resumo Técnico: Coexistência de Estrelas de Quarks Estranhas e Estrelas Hadrônicas

Definição do Problema
A composição microscópica de estrelas compactas e a equação de estado (EOS) da matéria fortemente interagente em altas densidades permanecem problemas centrais na física nuclear e na astrofísica. Existe uma tensão específica entre as restrições observacionais que exigem uma EOS "suave" em densidades intermediárias (para explicar pequenos raios de objetos de massa ordinária e a deformabilidade tidal de GW170817) e a necessidade de uma EOS "rígida" em altas densidades (para suportar pulsares com massas superiores a $2 M_\odot$). Além disso, a inclusão de hiperons e ressonâncias $\Delta$ na matéria hadrônica tipicamente suaviza a EOS, levando ao "problema do hiperon", onde as massas máximas caem abaixo dos valores observados.

O cenário de "duas famílias" (2F) propõe uma resolução: a coexistência de duas ramificações desconectadas de estrelas compactas. Neste arcabouço, estrelas hadrônicas (HSs) são metaestáveis e povoam uma ramificação com raios menores, enquanto a matéria de quarks estranhos (SQM) absolutamente estável forma uma ramificação auto-limitada de estrelas de quarks estranhas (QSs). Embora este cenário tenha sido explorado teoricamente, ele não havia sido submetido anteriormente a uma análise bayesiana rigorosa comparando-o diretamente contra a hipótese padrão de "uma família" (1F) (onde todas as estrelas são hadrônicas) utilizando um conjunto unificado de dados astrofísicos e laboratoriais.

Metodologia
Os autores realizam a primeira análise bayesiana detalhada para restringir os parâmetros da EOS para ambos os cenários 1F e 2F simultaneamente.

• Modelos:
  • Setor Hadrônico: Um modelo de campo médio relativístico (RMF) não linear incluindo núcleons, hiperons ($\Lambda, \Sigma, \Xi$) e ressonâncias $\Delta$. O modelo utiliza parâmetros nucleares empíricos na saturação e acoplamentos dependentes da densidade para o méson $\rho$ para controlar a inclinação da energia de simetria ($L_{sym}$).
  • Setor de Quarks (apenas 2F): Uma EOS de modelo de bolsa (bag-model) de cor-sabor-travada (CFL) descrevendo SQM absolutamente estável. Este setor inclui parâmetros para a constante de bolsa ($B$), o gap de emparelhamento CFL ($\Delta_{CFL}$) e correções de QCD perturbativa ($a_4$).
• Dados e Verossimilhanças: A análise incorpora:
  • Restrições de Massa-Raio (M-R): Posteriores conjuntos de NICER (PSR J0030+0451, PSR J0740+6620, PSR J0614–3329) e observações de raios-X de HESS J1731–347.
  • Restrições de Massa-Apenas: PSR J0952–0607 e o componente secundário de GW190814 (tratado como um potencial objeto compacto).
  • Ondas Gravitacionais: O posterior conjunto completo para GW170817 (massas e deformabilidades tidais), tratado com marginalização sobre os rótulos de família (HS-HS, HS-QS, QS-HS, QS-QS) no cenário 2F.
  • Restrições de Laboratório/Teóricas: Bandas de teoria de campo efetivo quiral ($\chi$EFT) para matéria de nêutrons pura e dados de fluxo de colisões de íons pesados (HIC) para matéria nuclear simétrica.
• Estrutura Estatística:
  • O estudo utiliza amostragem aninhada dinâmica (via pacote dynesty) para computar distribuições posteriores e evidências bayesianas ($Z$).
  • O fator de Bayes ($B_{2F,1F} = Z_{2F}/Z_{1F}$) é usado para comparar os modelos, contabilizando as diferentes dimensionalidades do espaço de parâmetros (11 parâmetros para 1F vs. 14 para 2F).
  • No cenário 2F, a atribuição de família de cada fonte observada é tratada como uma variável latente e marginalizada, com priors definidos com base na estabilidade estrutural e canais de formação astrofísica.

Principais Contribuições

1. Primeira Comparação Bayesiana: Este trabalho fornece a primeira comparação bayesiana rigorosa entre os cenários 1F e 2F usando um conjunto abrangente de dados que inclui tanto restrições nucleares de baixa densidade quanto observações astrofísicas de alta massa.
2. Arcabouço Unificado: Ele restringe a EOS hadrônica metaestável e a EOS de SQM absolutamente estável simultaneamente dentro da hipótese 2F, em vez de assumir a natureza das fontes observadas a priori.
3. Resolução de Tensão: A análise demonstra como o cenário 2F resolve naturalmente a tensão entre a suavidade em densidade intermediária e a rigidez em alta densidade, separando esses requisitos em duas distintas ramificações estelares.

Resultos

• Preferência de Modelo: O cenário 2F é favorecido em relação ao cenário 1F em todas as combinações de conjuntos de dados. Para o conjunto de dados completo (incluindo HIC e todas as restrições astrofísicas), o log-fator de Bayes é $\ln B_{2F,1F} = 11.9$, indicando suporte "decisivo" para o cenário de duas famílias.
• Características da EOS:
  • Cenário 1F: Para satisfazer tanto as restrições de raio pequeno quanto o limite de $2 M_\odot$, a EOS 1F requer um compromisso finamente equilibrado. Isso é alcançado através de um início precoce de ressonâncias $\Delta$ ($\sim 1.8 n_{sat}$) que suaviza a EOS em densidades intermediárias, seguido de um forte endurecimento em altas densidades. A massa máxima é restringida a $M_{max} \approx 2.05 M_\odot$.
  • Cenário 2F: A tensão é aliviada. A ramificação hadrônica permanece suave (suportada por ressonâncias $\Delta$ e hiperons) com uma massa máxima de $M_{HS,max} \approx 1.54 M_\odot$ e um raio de $R_{1.4} \approx 11.1$ km. Os pulsares pesados são suportados pela ramificação QS mais rígida, atingindo $M_{QS,max} \approx 2.33 M_\odot$.
• Restrições de Parâmetros: O posterior 2F prefere uma massa efetiva de Dirac maior ($m^*/m$) e um ajuste menos extremo de acoplamentos $\Delta$ comparado ao caso 1F. Os parâmetros do setor de quarks ($B, \Delta_{CFL}, a_4$) são moderadamente restringidos, com uma correlação positiva entre a constante de bolsa e o gap de emparelhamento.
• Interpretação de GW170817: No cenário 2F, o evento GW170817 é mais provavelmente uma fusão HS-HS, mas canais mistos (HS-QS) contribuem significativamente (~35% da verossimilhança), enquanto o canal QS-QS é desfavorecido para a melhor EOS.

Significância e Alegações
O artigo alega que os dados astrofísicos e laboratoriais atuais são mais naturalmente organizados por duas famílias de estrelas compactas desconectadas do que por uma única sequência puramente hadrônica. O cenário 2F oferece uma explicação natural para a coexistência de objetos de massa ordinária muito compactos (como HESS J1731–347) e pulsares muito massivos, além de remover efetivamente o problema do hiperon.

Os autores enfatizam que a conclusão é robusta contra variações nos priors (potenciais de hiperon, intervalos de parâmetros de SQM) e suposições de massa de fonte, desde que o conjunto completo de dados seja utilizado. No entanto, notam que a preferência estatística é menos definitiva se conjuntos de dados restritos (excluindo HESS J1731–347, PSR J0614–3329 e dados de HIC) forem considerados.

O estudo explicitamente exclui estrelas híbridas (estrelas com núcleos de quarks) da comparação atual, observando que uma seleção de modelo completa deve incluir as mesmas como uma terceira hipótese em trabalhos futuros. Os autores concluem que detecções futuras de objetos compactos mais massivos, objetos de massa ordinária muito compactos ou medições precisas de duas massas distintas com o mesmo raio forneceriam indicações ainda mais fortes a favor do cenário de duas famílias.