Astrofísica de Objetos Compactos

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Davi Carneiro
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1 Astrofísica de Objetos Compactos Jaziel G. Coelho Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais - INPE FAPESP 2013/ Temático: Dense Matter in the Universe 2013/ jaziel.coelho@inpe.br 04 de Abril, 2017

2 Quadro Geral

3 Teoria dos Pulsares Modelo de dipolo magnético Período P Idade de um Pulsar t c = P/2Ṗ Energia Ė rot = 4π 2 I Ṗ/P 3 Dipolo m 2 3c 3 Ė dip = 2 Ω 4 sin 2 α 3Ic Campo Magnético B = 3 PṖ 8π 2 R 6 Estrelas de Nêutrons B NS = (PṖ) 1/2 G = Ṗ/P 3 erg/s Ėrot NS

4 Zoológico de Pulsares Radio Pulsar: 2000 X-ray binary NSs: 1000 X-ray Isolated NSs: 9 RRATs: 70 CCOs: 5 SGRs/AXPs (magnetars): 23 estrelas de quarks??? (com Márcio, Leonardo)

5 SGRs/AXPs - As magnetares Particular classe de pulsares: Pulsares Pulsares Ordinários SGRs/AXPs P 10 3 s (2 12)s Ṗ s/s ( )s/s L X erg/s ( )erg/s t c > 10 6 yr 10 3 yr

6 Nossa amostra, P Ṗ G G Ṗ (s/s) G B c = G CXOU J CXOU J U SGR J SGR SGR SGR XTE J SGR Swift J E Swift J E E PSR J XMM J * SGR SGR CXO J * 1E RXS J PSR J P (s)

7 SGRs/AXPs - O que são? Entendidas como: NS lentas - P (2 12)s: Canônicas M = 1.4M R = 10 km I g cm 2 Alta Luminosidade - L X >> Ėrot. Bursts e flares típicos dessas fontes são provenientes de seus altos campos magnéticos B. Powered by strong magnetic fields - B > G.

8 Dificuldades do modelo magnetar nenhuma medida direta do alto campo B SGRs de baixo campo emissão rádio (com Ronaldo) SNRs observações de WDs magnéticas, rápidas e massivas 1 (com Claudia, Sarah) modelo alternativo - Malheiro et al. 2012, Coelho & Malheiro 2014, Cáceres et al.

9 Natureza rotation-power para SGRs and AXPs 2 Canonical NS Source B NS /B c CXOU J U SGR SGR SGR E E PSR J SGR CXO J * 2.3 1RXS J CXOU J SGR J SGR XTE J Swift J Swift J E XMM J * 0.8 SGR E PSR J B dip /B c 2 Jaziel G. Coelho et al. A&A 599, A87 (2017) CXOU J U SGR SGR SGR E E PSR J SGR CXO J * 1RXS J CXOU J SGR J SGR XTE J Swift J SGR Swift J E XMM J * SGR E PSR J GM1 - Local Neutrality M/M

10 Campo magético CXOU J SGR J CXOU J SGR J U SGR U SGR SGR XTE J SGR XTE J SGR Swift J SGR Swift J SGR SGR SGR SGR E Swift J E Swift J E E E E PSR J XMM J * PSR J XMM J * SGR SGR SGR SGR CXO J * 1E CXO J * 1E RXS J PSR J RXS J PSR J CXOU J CXOU J B dip /B c B GR /B c GM1 - Local Neutrality GM1 - Local Neutrality

11 L X /Ėrot - Eficiência CXOU J U SGR SGR SGR E E PSR J SGR CXO J * 1RXS J CXOU J SGR J SGR XTE J Swift J SGR Swift J E XMM J * SGR E PSR J GM1 - Local Neutrality 10 2 L x /Ėrot M/M

12 Ondas Gravitacionais e braking index de pulsares 3 valores medidos para nove pulsares, diferem em alguns casos substancialmente do valor esperado para o mecanismo de dipolo magnético, n=3 desacordo entre a observação e teoria indicando que a perda da energia não é a proveniente da radiação de dipolo em forma pura, sugerindo outras contribuições n = 3.15 sugere que o spindown pode ser uma combinação do freio dipolar magnético com o freio devido à emissão de GWs 3 Eur. Phys. J. C 76, 481 (2016); ApJ 831, 35 (2016); JCAP 07, 23 (2016)

13 A influência do QVF 4 Acredita-se que os campos magnéticos na superfície dos pulsares poderiam ser tão elevados quanto o campo magnético crítico que vem da (QED) não trivialidade do QVF para a descrição de pulsares. QVF +E d, é possvel explicar de uma forma simples e auto-consistente vários aspectos fenomenológicos de pulsares, sem a necessidade de campos supercríticos ou outros mecanismos de perda de energia. evolução dos campos magnéticos superficiais e da direção do dipolo magnético. 4 ApJ 823, 2, (2016)

14 A influe ncia do QVF5 5 ApJ 823, 2, (2016)

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