Sistemas duplos de estrelas de nêutrons: origem e demografia

• Processo: 25/01641-7
• Modalidade de apoio: Bolsas no Brasil - Mestrado
• Data de Início da vigência: 01 de abril de 2025
• Data de Término da vigência: 30 de novembro de 2026
• Área de conhecimento: Ciências Exatas e da Terra - Astronomia - Astrofísica Estelar
• Pesquisador responsável: Jorge Ernesto Horvath
• Beneficiário: Bianca Bulhões Martins
• Instituição Sede: Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG). Universidade de São Paulo (USP). São Paulo , SP, Brasil
• Vinculado ao auxílio: 24/16892-2 - Populações de objetos compactos na galáxia e no Cosmos, AP.R
• Assunto(s): Estrelas de nêutrons Pulsares
• Palavra(s)-Chave do Pesquisador: binárias | estrelas de nêutrons | pulsares | Objetos Compactos

Resumo

Pouco sabemos das DNS como subconjunto da população das estrelas de nêutrons em geral. O canal de formação hipotetizado para produzir os sistemas que eram conhecidos (Fig.2, esquerda [3]) tem uma gigante de grande massa e outra companheira da Sequência principal num processo de transferência de massa estável que leva ao sistema a um envelope comum depois de que a mais massiva explode como supernova e forma a primeira estrela de nêutrons. Este estágio, importante para a evolução, é muito difícil de aferir e modelar e permanece quase totalmente desconhecido. No entanto, é o responsável de circularizar a órbita e quando a companheira evolui, no seu estágio de helium star (ou seja, sem envelope de hidrogênio), leva a outro estágio de transferência de massa estável que culmina com a segunda explosão.No entanto, um segundo canal foi colocado em discussão (Fig.2, direita [3]) que começa com duas estrelas pós-MS trocando massa de forma instável e também por um estágio de envelope comum, desta vez com dois cores de hélio, que também permite explosões sucessivas e um sistema duplo sem necessariamente levar a massas iguais ou órbitas completamente circulares. O kick impartido às NS pelas supernovas em cada caso precisa ser pequeno, já que corre-se o risco de disrupção se for grande demais. Percebemos de imediato que existem variantes a serem discutidas, por exemplo, a possibilidade concreta que uma das duas estrelas progenitoras corresponda à faixa que produz caroços de O-Mg-Ne e não "ferro", e várias questões a respeito dos estágios de transferência de massa e o envelope comum.A razão das massas das DNS é diferente conforme o canal de formação. Esta assimetria tem um papel importante na avaliação das fusões e sua nucleossíntese em geral.