Análises dos mecanismos de perda de energia e os índices de freamento em pulsares - Samantha Monaliza Ladislau (2019)
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.