Fusões binárias de massa subsolar de estrelas estranhas e estrelas de nêutrons: ondas gravitacionais e material ejetado

Apresentamos as primeiras simulações de relatividade numérica de fusões de estrelas estranhas binárias de massa subsolar e comparamos com fusões binárias de estrelas de nêutrons através de equações de estado, massas e razões de massa. Apresentamos as primeiras simulações de relatividade numérica de fusões de estrelas estranhas binárias (SS) de massa subsolar e comparamos com fusões de estrelas binárias de nêutrons (NS) através de equações de estado, massas e razões de massa.

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Resumo: Apresentamos as primeiras simulações de relatividade numérica de fusões de estrelas estranhas binárias (SS) de massa subsolar e comparamos com fusões de estrelas binárias de nêutrons (NS) através de equações de estado, massas e razões de massa. A natureza autoligada dos SSs os torna menos deformados durante a inspiração e mantém uma superfície afiada até o contato, provocando um forte aquecimento por choque e um grande ressalto radial que são muito mais fracos nos NS.

O SS mais compacto atinge assim uma frequência de corte de onda gravitacional mais alta $f_\mathrm{cut}$ antes do contato, mas uma frequência de pico pós-fusão mais baixa $f_2$. Dentro de cada classe, essas frequências seguem relações quase universais com a deformabilidade das marés, e sua razão $f_2/f_\mathrm{cut}$ separa claramente as duas classes.

Ambas as classes podem ejetar $\sim10^{-2}\, M_\odot$ de material rico em nêutrons para o NS e matéria quark descomprimida para o SS, uma fonte potencial de uma contraparte eletromagnética cuja observação poderia testar as hipóteses SS e NS para eventos de massa subsolar.

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