Os Pulsares Anômalos de Raios-X (AXPs) e Repetidores de Raios-gama moles (SGRs) são alguns dos grupos mais interessantes de pulsares que têm sido intensivamente estudados nos últimos anos. Eles são entendidos como estrelas de nêutrons (ENs) com campos magnéticos super fortes ($Bgtrsim10^{14}$) G. No entanto, nos últimos dois anos duas SGRs com baixos campos magnéticos $ Bsim(10^{12}-10^{13})$ G foram detectadas. Além disso, três anãs brancas (ABs) muito rápidas e {it magnéticas} também foram observadas recentemente. Com base nestes novos pulsares descobertos, podemos comparar e contrastar os campos magnéticos, momento de dipolo magnético, idades características, e luminosidades quiescentes de raios-X destas duas SGRs (no modelo de ABs), com três anãs brancas rápidas, para concluir que elas apresentam fortes similaridades corroborando para uma descrição alternativa de algumas SGRs/AXPs como anãs brancas muito massivas e magnéticas. O momento de dipolo magnético $m$ do pulsar dependendo apenas do momento de inércia $I$, e as propriedades observacionais, tais como o período $P$ e sua primeira derivada $dot{P}$, podem ajudar a identificar a escala de $I$ para as SGRs/AXPs. Analisamos o momento de dipolo magnético $m$ de SGRs e AXPs quando um modelo baseado em anãs brancas massivas, rápidas e altamente magnetizadas é considerado. Mostramos que os valores de $m$ obtidos por algumas SGRs e AXPs estão de acordo com a faixa observada $10^{34}{ m emu}leq m leq10^{36}{ m emu}$ de anãs brancas magnéticas isoladas e polares. Este resultado, juntamente com o fato que para ABs {it magnéticas} $Bsim(10^6-10^8)$ G e seus momentos de dipolo magnéticos serem quase independente do período de rotação estrela ($10^{4}lesssim P lesssim10^{6} { m s}$) - uma fenomenologia não compartilhada por pulsares de estrelas de nêutrons - sugere uma possível natureza de anã branca {it magnética} para alguns dos SGRs/AXPs que têm períodos muito menores ($Psim 10$ s). Além disso, uma vez que para os pulsares a potência de radiação dipolar é proporcional somente a $m$ e com a frequência de rotação estelar, podemos explicar no modelo de ABs - considerando apenas as diferentes escalas do momento de dipolo magnético para ABs e ENs - por que a luminosidade quiescente $L_X$ para vários SGRs/AXPs (em particular as de baixo campo $B$), em comparação as estrelas de raio-X isoladas (XDINs) e pulsares de alto-$B$ obedecem a razão ${L_X}^{ m SGRs/AXPs}/{L_X}^{ m XDINs}sim m_{ m WD}/m_{ m NS}sim10^3$: todas essas fontes de raios-X têm essencialmente os mesmos períodos de rotação ($Psim10$ s) e a luminosidade de raios-X está correlacionada com a luminosidade de {it spin-down}, que é igual potência de radiação dipolar no modelo de dipolo. Além disso, investigamos algumas propriedades básicas do equílibrio de anãs brancas magnéticas, em particular a condição para instabilidade dinâmica da estrela na presença de intensos campos magnéticos.

Investigamos neste trabalho se a matéria no interior das estrelas de nêutrons pode ser aproximada por equações de estado politrópicas. Com esse objetivo, realizamos comparações entre os resultados obtidos por equações de estado originadas de teorias hadrônicas de campo médio relativísticas com os de aproximações politrópicas. Dois tipos de matéria hadrônica são consideradas na análise: uma contendo prótons, nêutrons e elétrons, e outra possuindo também bárions pesados, os híperons, que são partículas que apresentam em sua constituição quarks estranhos. Os modelos usados para descrever as equações de estado relativísticas de campo médio para a matéria hadrônica são variantes do modelo de Walecka não-linear que diferem entre si pelas constantes de acoplamento bárion-meson usadas, resultando em diferentes valores de incompressibilidade e massa efetiva do nucleon. Em nossa aproximação concluimos que com mais de uma equação politrópica, é possível obter um bom ajuste para as estrelas de nêutrons somente se a pressão é escrita como uma lei de potências da densidade de energia e não da densidade bariônica (aproximação politrópica usual). Encontramos, também, uma correlação entre a velocidade do som e a incompressibilidade no centro da estrela e sua massa e raio. A velocidade do som e a incompressibilidade entre as interfaces das regiões politrópicas mostram uma pequena descontinuidade, o que era de se esperar uma vez que impomos uma continuidade na pressão mas não nas suas derivadas.