Doutorado: Evolução do campo magnético em binárias relativísticas

Data: 
27/10/2017 - 13:30
Local: 
Sala 15 do IAG (Rua do Matão, 1226, Cidade Universitária)


Defesa de tese de doutorado
Aluno: Camile Mendes Castilho
Programa: Astronomia
Título: Evolução do campo magnético em binárias relativísticas

Comissão julgadora
Prof. Dr. Jorge Ernesto Horvath - IAG/USP; 
Profa. Dra. Elisabete M. G. Dal Pino – IAG/USP 
Profa. Dra. Vera Jatenco Silva Pereira – IAG/USP
Profa. Dra. Laura Paulucci Marinho – UFABC/Santo André-SP
Prof. Dr. Marcelo Chiapparini – UERJ/Rio de Janeiro-RJ
Prof. Dr. Rodrigo Picanço Negreiros – UFF/Niterói-RJ  
 
 
Resumo

Sabemos atualmente que pulsares são estrelas de nêutrons, objetos extremamente densos e com forte campo magnético, rotacionando a taxas que podem chegar a milissegundos. São objetos que emitem radiação em diversas faixas de frequência, embora tenham sido estudados primeiramente em rádio. O nome, pulsar, tem origem no desalinhamento entre os eixos magnético e rotacional, o que faz com que a radiação emitida pelo eixo magnético seja detectada aqui na Terra como pulsos, em analogia à luz de um farol distante.

Existe uma classe especial de pulsares em sistemas binários que engloba os chamados pulsares “black widow” e “redbacks”, coletivamente denominados “spiders”. Black widows e redbacks foram identificados como duas fases do mesmo sistema binário relativístico.

Nessa tese, estudamos o problema do decaimento do campo magnético nos pulsares black widow. Observa-se que pulsares black widow possuem campo magnético da ordem de 2 x 108 G, muito mais altos do que se esperaria pelos cálculos de sua idade evolutiva. Também se observa que a temperatura desses pulsares é da ordem de 106-7 K. Assim, o problema que nos dispusemos a resolver nessa tese é o problema do decaimento do campo magnético desses pulsares, discutindo possíveis mecanismos físicos para explicar por que esse campo atinge um valor limite (denominado  bottom field).

Resolvemos o problema integrando numericamente a equação de indução adaptada a cada fase evolutiva do sistema, desde a fase LMXB até a fase final na qual temos o pulsar black widow propriamente dito. As fase evolutivas consideradas foram três, seguindo o cenário proposto por Benvenuto et al., 2012: quando o pulsar estava isolado antes da fase LMXB; uma fase longa de acreção representando a fase LMXB na qual a acreção é contínua, e uma fase posterior com acreção intermitente e por fim uma fase sem acreção já nos estágios nos quais temos de fato o pulsar black widow.

O sistema de equações é resolvido usando o método Crank-Nicolson modificado e assumimos que o campo magnético tem geometria dipolar e que os episódios de acreção são sempre acreção esférica.

O pulsar, por sua vez, é modelado como uma estrela hadrônica de massa 1.34 massas solares cuja crosta, onde o campo magnético está ancorado, tem o valor do parâmetro de impureza adaptado para cada fase evolutiva, dado que as impurezas influenciam na condutividade elétrica da crosta e, portanto, na evolução do campo magnético.