Acredita-se que uma protoestrela de neutrons nasca a partir do colapso
do nucleo de uma estrela massiva em conjuncao com uma explosao de
supernova. Durante os primeiros segundos de evolucao, aproximadamente
toda energia de ligacao eh irradiada em forma de neutrinos. A
luminosidade de neutrinos eh controlada por varios fatores, alguns
deles sendo a massa total da protoestrela de neutrons e a opacidade
dos neutrinos em relacao a sua materia constituinte. Isso significa
que equacoes de estado que pretendem descrever estrelas de nêutrons
devem, necessariamente, levar em conta a existencia de neutrinos
aprisionados.

Neste trabalho mostramos que ha uma diferenca importante na evolucao
de protoestrelas de neutrons quando estas apresentam a formacao da
pasta nuclear na sua crosta. A fase de desleptonizacao e resfriamento
no inicio da vida da protoestrela de neutrons eh temporalmente mais
longa em comparacao com uma protoestrela de neutrons constituida
apenas de materia homogenea. Isso pode ser dito porque os coeficientes
de difusao das equacoes de transporte que regem os processos de
desleptonizacao e resfriamento da estrela sao sempre menores na
presenca da pasta nuclear.

 A pasta nuclear eh calculada pelo metodo de coexistencia de fases
 impondo neutralidade de carga, equilibrio beta e aprisionamento de
 neutrinos. O coeficiente da energia de superficie nuclear eh calculado
 a partir de de tres parametrizacoes diferentes e vemos que, com uma
 das parametrizacoes, os resultados obtidos se aproximam muito da
 pasta nuclear calculada pelo metodo de Thomas-Fermi, o que confere
 credibilidade ao metodo aqui utilizado.