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Modelo para o índice de frenagem de pulsares

Pulsares são objetos astrofísicos normalmente modelados como estrelas de nêutrons compactas, tendo como origem o colapso de outra estrela. Em um modelo que chamaremos canônico, supõe-se que os pulsares são descritos por corpos extremamente massivos e esféricos que giram em torno de si mesmos, compostos por um dipolo magnético cujo o eixo magnético via de regra se encontra desalinhado com o eixo de rotação. Esse desalinhamento seria responsável pela observação de radiação emitida em intervalos de tempo bem definidos em uma dada orientação (efeito farol), que é a característica observacional típica desse tipo de estrela. Observa-se que a frequência de rotação dos pulsares está decaindo lentamente com o tempo (spin down), implicando uma redução gradativa da velocidade angular de rotação ($Omega$). Esse decaimento pode ser quantificado por um parâmetro adimensional denominado índice de frenagem ("n"; em inglês: braking index), dado por $ n = Omega ddot{Omega}/ dot{Omega}^2$, onde o ponto indica derivada com relação ao tempo. O modelo canônico prevê que este índice possui um valor único para todos os pulsares, igual a três. No entanto, dados observacionais indicam que índices de frenagem reais são inferiores a três, o que representa um enigma. O objetivo principal desta pesquisa é a exploração de um modelo mais preciso para o decaimento do período orbital de pulsares. A partir da configuração de irradiação eletromagnética da energia rotacional de uma estrela de nêutrons proposta por Thomas Gold em 1968 e que é base para o modelo canônico, demonstramos a influência da variação do tamanho de uma estrela de nêutrons, admitindo a variação do seu raio, sobre o índice de frenagem da mesma, a partir da proposta de um modelo teórico. Observamos que o índice de frenagem diminui à medida em que o raio da estrela aumenta, o que também implica um momento de inércia maior. Essa contribuição não altera a irradiação da energia dipolar magnética, mas reduz a velocidade angular da estrela e, portanto, a frequência dos pulsos luminosos do pulsar, conforme se observa.

Identiferoai:union.ndltd.org:IBICT/oai:agregador.ibict.br.BDTD_ITA:oai:ita.br:3276
Date03 August 2015
CreatorsHeitor Oliveira de Oliveira
ContributorsNadja Simão Magalhães
PublisherInstituto Tecnológico de Aeronáutica
Source SetsIBICT Brazilian ETDs
LanguagePortuguese
Detected LanguagePortuguese
Typeinfo:eu-repo/semantics/publishedVersion, info:eu-repo/semantics/masterThesis
Formatapplication/pdf
Sourcereponame:Biblioteca Digital de Teses e Dissertações do ITA, instname:Instituto Tecnológico de Aeronáutica, instacron:ITA
Rightsinfo:eu-repo/semantics/openAccess

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