Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2012 / Made available in DSpace on 2013-06-25T23:22:19Z (GMT). No. of bitstreams: 1 313529.pdf: 2558955 bytes, checksum: 4fc7c1bbbd60e404d12c14892bdefc98 (MD5) / Neste trabalho tratamos do problema da matéria assimétrica npe (nêutrons, prótons e elétrons) na aproximação de Thomas-Fermi, onde os elétrons tem a função de neutralizar a matéria. Esta matéria neutra é considerada à temperatura zero e submetida a campos magnéticos gigantes. A EOS é obtida à partir do modelo efetivo de Walecka não-linear, e para ajustar as propriedades da matéria, tais como densidade de saturação nuclear e coeficiente de tensão superficial, são utilizados dois conjuntos de parâmetros diferentes, NL3 e TM1. Utilizamos um procedimento conhecido como aproximação de Wigner-Seitz, para assim podermos considerar as diferentes estruturas nucleares exóticas que surgem no interior da matéria nuclear assimétrica não-homogênea, conhecidas coletivamente como pasta e nomeadas individualmente como: bolha, gota, cilindro, tubo e placa. Os perfis de densidade de cada partícula são calculados no interior da célula de Wigner-Seitz, respeitando-se a simetria de cada estrutura da pasta. Isto permite a obtenção de várias quantidades globais da matéria, por exemplo, a energia-livre e o número de partículas, e a obtenção de quantidades locais, como o número de níveis quantizados de energia devido à presença do campo magnético. Estudamos a magnetização da pasta e o efeito quântico oscilatório de Haas-van Alphen, e mostramos como a energia livre por partícula, o raio da célula de Wigner-Seitz e o número de nucleons na célula variam com o campo magnético. Mostramos como as densidades de transição entre as diferentes estruturas da pasta dependem da intensidade do campo magnético, inclusive obtendo o comportamento da transição de fase da pasta para a matéria-homogênea. Também obtivemos o comportamento do coeficiente de tensão superficial em função do campo magnético.<br> / Abstract : In this work we treat the problem of asymmetric npe matter (neutrons, protons and electrons) in the Thomas-Fermi approximation, where electrons act neutralizing the matter. This neutral matter is considered at zero temperature and subjected to giant magnetic field. The EOS is calculated from the effective nonlinear Walecka model using two different sets of parameters, NL3 and TM1, to adjust the properties of matter such as nuclear saturation density, surface tension coefficient, etc. We use a procedure known as the Wigner-Seitz approximation thus we can consider the different exotic nuclear structures which arise within the inhomogeneous asymmetric nuclear matter. These structures are known collectively as pasta and named individually as: bubble, droplet, rod, tube and slab . The density profiles are calculated for each particle within the Wigner-Seitz cell, respecting the symmetry of each structure. This allows us to obtain several global quantities, for instance, the free energy and the number of particles. Also, makes possible to obtain local quantities like the quantized energy levels due to presence of magnetic field. We study the magnetization and the quantum oscillatory effect known as the de Haas-van Alphen Effect, and show how the free energy per particle, the radius of the Wigner-Seitz cell and the number of nucleons in the cell depends on the magnetic field. We show how the density transition between different pasta structures depends on the magnetic field intensity, including the phase transition behavior from the pasta phase to the homogeneous matter. We also have included the behavior of the surface tension coefficient as a function of magnetic field.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2013-12-05T23:38:59Z (GMT). No. of bitstreams: 1 320905.pdf: 5169618 bytes, checksum: c9c749987e39412c9680939d66429264 (MD5) Previous issue date: 2013 / Nesta tese aplicamos campos magnéticos da ordem de 10 17 G e 10 18 G à matéria de nucleons e estudamos sua influência sobre a energia de simetria e sua inclinação. Investigamos também os efeitos causados pela inclusão dos momentos mangnéticos anômalos nessas quantidades. Depois, investigamos os efeitos causados por fortes campos magnéticos nas propriedades de objetos compactos, compostos por matéria hadrônica em equilíbrio-beta, interagindo através dos campos mesônicos sigma-omega-rho. Para isso utilizamos o modelo efetivo de Walecka não linear e algumas parametrizações comumente utilizadas. Submetendo matéria hadrônica a campos magnéticos da ordem de 10 17 G e 10 18 G, estudamos os efeitos da inclusão dos momentos magnéticos anômalos às equações de estado e das relações de massa-raio correspondentes. Apresentamos também um estudo a respeito da inclusão de um termo que leva em conta a interação entre os mésons omega e rho nessas equações de estado submetidas a fortes campos magnéticos. Por fim fazemos um comparativo entre as curvas dos modelos teóricos obtidos e dados observacionais de três sistemas binários conhecidos. No final deste trabalho estão incluídos os papers publicados durante o doutorado e também um trabalho submetido. <br> / Abstract : In this thesis we apply magnetic fields of the order of 10 17 G and 10 18 G to nuclear matter, and study its influence on the symmetry energy and its slope. We also study the effects caused by the inclusion of anomalous magnetic moments to these quantities. Then, we investigate the effects caused by strong magnetic fields on the properties of compact objects, composed by hadronic matter in B-equilibrium, interacting via (o-w-p) mesonic fields. To do so we use the non-linear Walecka model and some parametrizations normally found in the literature. Submitting hadronic matter to magnetic fields of the order of 10 17 G and 10 18 G, we also study the effects of the inclusion of the anomalous magnetic moment to the equations of state and corresponding massradius relation. We also study the effects of the inclusion of a term that takes into account the interaction between the # and $ mesons subject to strong magnetic fields. At last we compare the obtained curves for the theoretical models with three known binary systems observation data. At the end of this work are included the papers published during the PhD period e also a submitted work.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Curso de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-20T04:10:28Z (GMT). No. of bitstreams: 0 / Nesta dissertação, estudamos os efeitos de diferentes equações de estado para explicar as propriedades da matéria a densidades da ordem da matéria nuclear e também a densidades altas (10 vezes maior). Analisamos não somente estados (b estáveis, matéria simétrica ou matéria pura de nêutrons, mas também estados com diferentes frações de prótons. Mostramos que a influência da parametrização é sentida na matéria não tão densa, enquanto que os efeitos dos acoplamentos mésons-híperons somente aparecem a densidades muitos maiores do que a da saturação da matéria nuclear. Também estudamos os efeitos de um acoplamento méson-híperon maior do que o acoplamento universal.

A observação de objetos compactos com campos magnéticos superficiais da ordem de 1014 − 1015 G, denominados magnetares, tem chamado a atenção para os efeitos de campos magnéticos intensos na matéria nuclear e nas propriedades observacionais de estrelas compactas. No interior de magnetares, é esperado que os campos magnéticos sejam ainda mais intensos, podendo alcançar intensidades de até 1019 G. Nesse trabalho, estudamos os efeitos de campos magnéticos intensos nas equação de estado e estrutura de estrelas de nêutrons. Descrevemos a matéria nuclear dentro das estrelas em um novo formalismo relativístico de campo médio, que introduz forças de muitos corpos através de uma dependência dos campos escalares nas constantes de acoplamento da interação nuclear. Assumindo que a matéria encontra-se `a temperatura nula, eletricamente neutra e em equilíbrio beta, e populada pelo octeto babilônico, elétrons e múons, exploramos o espaço de parâmetros do modelo, de modo a descrever as propriedades da matéria nuclear na saturação, bem como estrelas de híperons massivas. Além disso, no contexto do assim chamado hyperon puzzle, investigamos o papel dos potenciais hiperônicos na relação massa-raio e na população dessas estrelas, através da solução das equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). A presença de campos magnéticos gera uma quantização de Landau nos níveis de energia das partículas carregadas e também uma anisotropia nas componentes do tensor energia momentum. Os efeitos do momento magnético anômalo das partículas nos níveis de energia de todas as partículas também são calculados, incluindo as não-carregadas, e mostramos que estes também aumentam a magnetização da matéria. Finalmente, introduzimos os campos magnéticos na estrutura das estrelas através da solução auto-consistente das equações de Einstein-Maxwell. Essas soluções nos permitem descrever modelos estelares axissimétricos estacionários, nos quais assumimos um campo magnético poloidal. Assim, consideramos a matéria sob a ação de um campo magnético estático que depende da densidade, alcançando intensidades da ordem de 1018 G no centro das estrelas. Concluímos que campos magnéticos têm efeitos significativos na sua população, mas apenas os efeitos do campo magnético na estrutura das estrelas possuem grande influências nas propriedades globais, como a massa máxima e a deformação desses objetos. / The observation of compact objects with surface magnetic fields as strong as 1014 − 1015 G, denominated magnetars, has drawn attention to the study of the effects of strong magnetic fields on nuclear matter and compact stars observational properties. In the interior of magnetars, the magnetic fields are expected to be even stronger, and might reach values up to 1019 G. In this work, we study the effects of strong magnetic fields on the equation of state and structure of neutron stars. We describe nuclear matter inside stars in a new relativistic mean field formalism that takes many-body forces into account, by means of a field dependence of the nuclear interaction coupling constants. Assuming that matter is at zero temperature, charge neutral, beta-equilibrated and populated by the baryonic octet, electrons and muons, we explore the parameters space of the model in order to describe the nuclear matter properties at saturation, as well as massive hyperon stars. Also, in the context of the so called hyperon puzzle, we investigate the role of hyperon potentials in the mass-radius relation and population of hyperon stars, by solving the Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) equations. The presence of the magnetic fields generates a Landau quantization on the energy levels of the charged particles and also an anisotropy in the components of the energymomentum tensor. We also calculate the effects of the anomalous magnetic moment of the particles on the energy levels of all particles, including the uncharged ones, and show that it increases the magnetization of the matter. Finally, we introduce the magnetic fields in the strutucture of stars by solving the Einstein-Maxwell equations self-consistently. These solutions lead to stationary and axisymmetric stellar models, in which a poloidal magnetic field is assumed. Hence, the matter is considered to be under a static density dependent magnetic field, reaching intensities of the order of 1018 G at the center of the stars. We conclude that magnetic fields affect significantly the particles population of the stars, but only the effects on the structure of stars have strong influence on the global properties, as maximum masses and deformation, of these objects.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2016. / Made available in DSpace on 2017-04-25T04:11:51Z (GMT). No. of bitstreams: 1 344474.pdf: 1285465 bytes, checksum: 2679ceb12c8eedc5c0d192e611166bd8 (MD5) Previous issue date: 2016 / Neste trabalho estudamos como certos aspectos derivados da teoria nuclear e de grupo, fenomenologia, e observações astrofísicas influenciam nas propriedades macroscópicas das estrelas de nêutrons. Durante todo o trabalho utilizamos a hadrodinâmica quântica (QHD) para simular a força forte. A QHD é um modelo efetivo no qual a força forte é expressa através da troca de mésons massivos, e, nesta tese utilizamos até quatros modelos diferentes da QHD. Começamos estudando como a incerteza experimental nos valores da energia de simetria e seu slope afetam algumas propriedades das estrelas de nêutrons. Após isto estudamos o efeito de fortes campos magnéticos, que são necessários para explicar fenômenos relacionados com magnetares. Por fim, estudamos efeitos do aparecimento de híperons na constituição das estrelas de nêutrons. Como a influência dos híperons no meio estelar é fortemente dependente da parametrização, utilizaremos previsões derivadas de grupos de simetria para reduzir ao máximo o número de parâmetros livres. Em todas as partes deste trabalho comparamos os resultados obtidos com vínculos experimentais, a fim de validar nosso estudo.<br> / Asbtract : In this work we study how aspects derived from nuclear and group theory, phenomenology, and astrophysical observations affect the macroscopic properties of neutron stars. Throughout the work we use the quantum hadrodynamics (QHD) model to simulate the strong force. The QHD is an effective model where the strong force is mediated by massive mesons, and we utilize up to four different models of QHD. We begin by studying how the experimental uncertainty in the symmetry energy and its slope affect some properties of the neutron stars. Next, we study the effects of strong magnetic fields, which are necessary to explain certain phenomena related to magnetars. Finally we study effects of the hyperon threshold in neutron stars. Due to the fact that the influence of hyperons is strongly model dependent, we use results derived from symmetry groups to reduce the number of free parameters. Our results are always compared with experimental constraints, in order to validate our study.

A observação de objetos compactos com campos magnéticos superficiais da ordem de 1014 − 1015 G, denominados magnetares, tem chamado a atenção para os efeitos de campos magnéticos intensos na matéria nuclear e nas propriedades observacionais de estrelas compactas. No interior de magnetares, é esperado que os campos magnéticos sejam ainda mais intensos, podendo alcançar intensidades de até 1019 G. Nesse trabalho, estudamos os efeitos de campos magnéticos intensos nas equação de estado e estrutura de estrelas de nêutrons. Descrevemos a matéria nuclear dentro das estrelas em um novo formalismo relativístico de campo médio, que introduz forças de muitos corpos através de uma dependência dos campos escalares nas constantes de acoplamento da interação nuclear. Assumindo que a matéria encontra-se `a temperatura nula, eletricamente neutra e em equilíbrio beta, e populada pelo octeto babilônico, elétrons e múons, exploramos o espaço de parâmetros do modelo, de modo a descrever as propriedades da matéria nuclear na saturação, bem como estrelas de híperons massivas. Além disso, no contexto do assim chamado hyperon puzzle, investigamos o papel dos potenciais hiperônicos na relação massa-raio e na população dessas estrelas, através da solução das equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). A presença de campos magnéticos gera uma quantização de Landau nos níveis de energia das partículas carregadas e também uma anisotropia nas componentes do tensor energia momentum. Os efeitos do momento magnético anômalo das partículas nos níveis de energia de todas as partículas também são calculados, incluindo as não-carregadas, e mostramos que estes também aumentam a magnetização da matéria. Finalmente, introduzimos os campos magnéticos na estrutura das estrelas através da solução auto-consistente das equações de Einstein-Maxwell. Essas soluções nos permitem descrever modelos estelares axissimétricos estacionários, nos quais assumimos um campo magnético poloidal. Assim, consideramos a matéria sob a ação de um campo magnético estático que depende da densidade, alcançando intensidades da ordem de 1018 G no centro das estrelas. Concluímos que campos magnéticos têm efeitos significativos na sua população, mas apenas os efeitos do campo magnético na estrutura das estrelas possuem grande influências nas propriedades globais, como a massa máxima e a deformação desses objetos. / The observation of compact objects with surface magnetic fields as strong as 1014 − 1015 G, denominated magnetars, has drawn attention to the study of the effects of strong magnetic fields on nuclear matter and compact stars observational properties. In the interior of magnetars, the magnetic fields are expected to be even stronger, and might reach values up to 1019 G. In this work, we study the effects of strong magnetic fields on the equation of state and structure of neutron stars. We describe nuclear matter inside stars in a new relativistic mean field formalism that takes many-body forces into account, by means of a field dependence of the nuclear interaction coupling constants. Assuming that matter is at zero temperature, charge neutral, beta-equilibrated and populated by the baryonic octet, electrons and muons, we explore the parameters space of the model in order to describe the nuclear matter properties at saturation, as well as massive hyperon stars. Also, in the context of the so called hyperon puzzle, we investigate the role of hyperon potentials in the mass-radius relation and population of hyperon stars, by solving the Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) equations. The presence of the magnetic fields generates a Landau quantization on the energy levels of the charged particles and also an anisotropy in the components of the energymomentum tensor. We also calculate the effects of the anomalous magnetic moment of the particles on the energy levels of all particles, including the uncharged ones, and show that it increases the magnetization of the matter. Finally, we introduce the magnetic fields in the strutucture of stars by solving the Einstein-Maxwell equations self-consistently. These solutions lead to stationary and axisymmetric stellar models, in which a poloidal magnetic field is assumed. Hence, the matter is considered to be under a static density dependent magnetic field, reaching intensities of the order of 1018 G at the center of the stars. We conclude that magnetic fields affect significantly the particles population of the stars, but only the effects on the structure of stars have strong influence on the global properties, as maximum masses and deformation, of these objects.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2013-03-04T18:37:06Z (GMT). No. of bitstreams: 1 304965.pdf: 2141786 bytes, checksum: 57d87045370f972d6d105eae421eee84 (MD5) / Acredita-se que uma protoestrela de nêutrons nasça partir do colapso do núcleo de uma estrela massiva em conjunção com uma explosão de supernova. Durante os primeiros segundos de evolução, aproximadamente toda energia de ligação é irradiada em forma de neutrinos. A luminosidade de neutrinos é controlada por vários fatores, alguns deles sendo a massa total da protoestrela de nêutrons e a opacidade dos neutrinos em relação a sua matéria constituinte. Nesta tese mostramos que há uma diferença importante na evolução de protoestrelas de nêutrons quando estas apresentam a formação da pasta nuclear na sua crosta. A fase de desleptonização e resfriamento no início da vida da protoestrela de nêutrons é temporalmente mais longa em comparação com uma protoestrela de nêutrons constituída apenas de matéria homogênea. Isso pode ser dito porque os coeficientes de difusão das equações de transporte que regem os processos de desleptonização e resfriamento da estrela são sempre menores na presença da pasta nuclear. A pasta nuclear foi calculada pelo método de coexistência de fases impondo neutralidade de carga, equilíbrio beta e aprisionamento de neutrinos. O coeficiente da energia de superfície nuclear foi calculado a partir de três parametrizações diferentes e vimos que, com uma das parametrizações, os resultados obtidos se aproximam muito da pasta nuclear calculada pelo método de Thomas-Fermi, o que confere credibilidade ao método aqui utilizado. / A protoneutron star is believed to be born from the collapse of a very massive star and a supernova explosion. During the first few seconds of the star evolution, almost all the binding energy is taken away by the neutrinos. The neutrino luminosity is controlled mainly by the total protoneutron star mass and the neutrino opacity. In this thesis we show that an important difference in the evolution of a protoneutron star is seen if a pasta phase is present in its inner crust. The deleptonization and cooling processes take longer than if the crust would be made of homogeneous matter only. This statement results from the smaller difusion coefficients obtained with the inclusion of the pasta phase. The difusion coefficients present in the transport equations determine the temporal behavior associated with the deleptonization and cooling processes. The nuclear pasta was calculated by the coexistence phases method. We have assumed total charge neutrality, b -equilibrium and neutrino trapping in the equation of state. The surface energy coefficient was obtained with three different parametrizations and one of them pratically reproduces results obtained with the more sophisticated Thomas-Fermi method, yieldind credibility to our method.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2013-07-16T01:03:31Z (GMT). No. of bitstreams: 1 225690.pdf: 498481 bytes, checksum: 6c3cff8268bef0acb55b03d3d16f0d59 (MD5) / Nesta dissertação construímos a equação de estado (EOS) para matéria nuclear densa e assimétrica que descreve matéria hadrônica no interior de estrelas de nêutrons. Uma vez obtida a EOS, as equações diferenciais de Tolman-Volkoff-Oppenheimer, obtidas a partir das equações de Einstein para a relatividade geral, são resolvidas. As soluções descrevem as propriedades estelares mais importantes, como massa, raio e densidade central. Utilizamos o modelo de Walecka relativístico e não-linear, em temperatura zero, com o octeto bariônico, mais os mésons , e , considerando equilíbrio e comparando os resultados com o mesmo modelo incluindo os mésons estranhos * e , que fazem as equações de estado endurecer. Neste trabalho, a inclusão destes mésons na equação de estado e sua influência nas propriedades das estrelas de nêutrons são investigadas e discutidas.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Fisicas e Matematicas. Programa de pós-graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-21T18:26:14Z (GMT). No. of bitstreams: 1 213615.pdf: 387753 bytes, checksum: 43376f0ce84e5fb30216864fba0b54a5 (MD5) / Neste trabalho foram estudadas as equações de estado (EOS) para três parametrizações do Modelo de Walecka Não Linear, sob duas diferentes condições. De início, apenas prótons e nêutrons foram considerados, e a fração de prótons foi fixada. Os resultados, obtidos a diferentes temperaturas, foram então comparados. Chegou-se à conclusão que os resultados variam mais em relação à escolha dos parâmetros do que com os valores de temperatura, dentro da faixa de valores considerada. Num segundo momento, foram incluídos os bárions do octeto e o sistema tomado em equilíbrio b. Neste caso, as EOS obtidas puderam ser testadas após integradas as equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, comparando as propriedades de estrelas obtidas a partir destas aos resultados que seriam esperados. Devido a limitações de convergência das parametrizações NL3 e TM1, os valores de densidade de energia central mostraram-se menores que com a parametrização GL. Também foi feito um estudo do modelo sem as antipartículas, e os resultados desta restrição foram investigados. A conclusão do presente trabalho é que a parametrização GL constitui na única escolha para obterem-se EOS a densidades maiores que 6.5 r/r0. Além disso, as antipartículas não têm muito efeito nos resultados, considerando as três parametrizações acima, dentro da faixa de temperaturas usada.

A observação de objetos compactos com campos magnéticos superficiais da ordem de 1014 − 1015 G, denominados magnetares, tem chamado a atenção para os efeitos de campos magnéticos intensos na matéria nuclear e nas propriedades observacionais de estrelas compactas. No interior de magnetares, é esperado que os campos magnéticos sejam ainda mais intensos, podendo alcançar intensidades de até 1019 G. Nesse trabalho, estudamos os efeitos de campos magnéticos intensos nas equação de estado e estrutura de estrelas de nêutrons. Descrevemos a matéria nuclear dentro das estrelas em um novo formalismo relativístico de campo médio, que introduz forças de muitos corpos através de uma dependência dos campos escalares nas constantes de acoplamento da interação nuclear. Assumindo que a matéria encontra-se `a temperatura nula, eletricamente neutra e em equilíbrio beta, e populada pelo octeto babilônico, elétrons e múons, exploramos o espaço de parâmetros do modelo, de modo a descrever as propriedades da matéria nuclear na saturação, bem como estrelas de híperons massivas. Além disso, no contexto do assim chamado hyperon puzzle, investigamos o papel dos potenciais hiperônicos na relação massa-raio e na população dessas estrelas, através da solução das equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). A presença de campos magnéticos gera uma quantização de Landau nos níveis de energia das partículas carregadas e também uma anisotropia nas componentes do tensor energia momentum. Os efeitos do momento magnético anômalo das partículas nos níveis de energia de todas as partículas também são calculados, incluindo as não-carregadas, e mostramos que estes também aumentam a magnetização da matéria. Finalmente, introduzimos os campos magnéticos na estrutura das estrelas através da solução auto-consistente das equações de Einstein-Maxwell. Essas soluções nos permitem descrever modelos estelares axissimétricos estacionários, nos quais assumimos um campo magnético poloidal. Assim, consideramos a matéria sob a ação de um campo magnético estático que depende da densidade, alcançando intensidades da ordem de 1018 G no centro das estrelas. Concluímos que campos magnéticos têm efeitos significativos na sua população, mas apenas os efeitos do campo magnético na estrutura das estrelas possuem grande influências nas propriedades globais, como a massa máxima e a deformação desses objetos. / The observation of compact objects with surface magnetic fields as strong as 1014 − 1015 G, denominated magnetars, has drawn attention to the study of the effects of strong magnetic fields on nuclear matter and compact stars observational properties. In the interior of magnetars, the magnetic fields are expected to be even stronger, and might reach values up to 1019 G. In this work, we study the effects of strong magnetic fields on the equation of state and structure of neutron stars. We describe nuclear matter inside stars in a new relativistic mean field formalism that takes many-body forces into account, by means of a field dependence of the nuclear interaction coupling constants. Assuming that matter is at zero temperature, charge neutral, beta-equilibrated and populated by the baryonic octet, electrons and muons, we explore the parameters space of the model in order to describe the nuclear matter properties at saturation, as well as massive hyperon stars. Also, in the context of the so called hyperon puzzle, we investigate the role of hyperon potentials in the mass-radius relation and population of hyperon stars, by solving the Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) equations. The presence of the magnetic fields generates a Landau quantization on the energy levels of the charged particles and also an anisotropy in the components of the energymomentum tensor. We also calculate the effects of the anomalous magnetic moment of the particles on the energy levels of all particles, including the uncharged ones, and show that it increases the magnetization of the matter. Finally, we introduce the magnetic fields in the strutucture of stars by solving the Einstein-Maxwell equations self-consistently. These solutions lead to stationary and axisymmetric stellar models, in which a poloidal magnetic field is assumed. Hence, the matter is considered to be under a static density dependent magnetic field, reaching intensities of the order of 1018 G at the center of the stars. We conclude that magnetic fields affect significantly the particles population of the stars, but only the effects on the structure of stars have strong influence on the global properties, as maximum masses and deformation, of these objects.