Análises dos mecanismos de perda de energia e os índices de freamento em pulsares

• Ano de defesa: 2019
• Autor(a) principal: Samantha Monaliza Ladislau
• Orientador(a): José Carlos Neves de Araújo, Jaziel Goulart Coelho
• Banca de defesa: Cláudia Vilega Rodrigues, Nadja Simão Magalhães
• Tipo de documento: Dissertação
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE)
• Programa de Pós-Graduação: Programa de Pós-Graduação do INPE em Astrofísica
• País: BR
• Resumo em Inglês: Non-axisymmetric and fast-spinning neutron stars are suitable candidates to be observed by the detectors Einstein Telescope (ET) and Cosmic Explorer (CE) considering upper limits of continuous gravitational waves production by these sources. However, it is possible to obtain predictions for the possibility of detection taking into account other mechanisms of loss of energy in pulsars. Since the late 1960s, we have learned that although pulsars have very stable rotation periods, they are not constant and vary (~ 10−20 − 10−9 s s−1) . In the scope of pulsar spindown research, several efforts have been made to understand what causes these objects to decelerate, as well as the measured braking indices. In this context the present work brings an analysis of combinations between the energy loss models by magnetic dipole radiation (MDR), gravitational waves (GW), quantum vacuum friction (QVF) and particle wind (PW) and the consequence of these combinations on the evolution of the magnetic inclination angle ø, angular velocity and the braking index n. We show that both QVF and PW combined with MDR are able to explain the lowest measured braking index (n = 0.9 ± 0.2) for PSR J1734-3333. In addition, we show the coupled evolution between rotation and magnetic inclination angle and we conclude that the QVF is responsible for delaying the alignment of the pulsar. Additionally, we investigated the effect of different mass values of rotation powered pulsar (RPP) on the the amplitude of the GW and we study the possibility of GW generated by RPPs precession motion being detected by new generation of gravitational wave detectors. As a result, we obtained that, even in an optimistic perspective, considering pulsars with masses of 2.0 solar masses, these sources would not be detected by the aLIGO if the pulsar deformation is of magnetic origin. In the model of GW generated by precession motion, we concluded that Vela and Crab pulsars would be detect in one year of integration by ET and EC with (epsilon) ~~ 10−5 and wobble angle (alpha) = 0.1 rad.
• Link de acesso: http://urlib.net/sid.inpe.br/mtc-m21c/2019/02.14.19.01

Estrelas de nêutrons não-axissimétricas e em rápida rotação são candidatas propícias a serem observadas pelos detectores Einstein Telescope (ET) e Cosmic Explorer (CE) considerando limites superiores de produção de ondas gravitacionais contínuas por essas fontes. Entretanto, é possível obter previsões para a possibilidade de detecção levando em conta outros mecanismos de perda de energia em pulsares. Desde o final da década de 1960, temos conhecimento de que, embora os pulsares tenham seus períodos de rotação muito estáveis, eles não são constantes e apresentam variações entre ~ (10−20−10−9) s s−1. No âmbito da pesquisa de spindown dos pulsares, vários esforços têm sido feitos para se entender o que leva esses objetos a desacelerarem, bem como os índices de frenagem medidos. É nesse contexto que o presente trabalho traz uma análise de combinações entre os modelos de perda de energia por radiação de dipolo magnético (RDM), por ondas gravitacionais (OGs), por Quantum Vacuum Friction (QVF) e por vento de partículas (VP) e a consequência dessas combinações na evolução do ângulo de inclinação magnética (ø) do pulsar, na sua velocidade angular (omega) e no índice de frenagem (n). Mostramos que tanto QVF como VP combinados à RDM são capazes de explicar o menor índice de frenagem já medido n = 0, 9 ± 0, 2, para o pulsar PSR J1734-3333. Além disso, mostramos como é a evolução acoplada entre rotação e o ângulo de inclinação magnética e concluímos que o QVF é responsável por atrasar o alinhamento do pulsar. Adicionalmente, investigamos como diferentes valores de massa em pulsares alimentados por rotação e o movimento de precessão influenciam a amplitude das OGs geradas por tais objetos e qual o potencial de detecção dessas fontes pela nova geração de detectores de OGs. Como resultado, obtivemos que, mesmo numa perspectiva otimista, considerando pulsares com massas ~ 2,0 M., essas fontes não seriam detectadas pelo aLIGO se a deformação do pulsar for de origem magnética. Já no modelo de geração de OGs por movimento de precessão, obtivemos que em um tempo de integração de 1 ano os pulsares Vela e Caranguejo seriam detectados pelo ET e pelo CE se as ENs tiverem (epsilon) ~~ 10−5 e wobble angle (alpha) = 0, 1 rad.