Campos magnéticos en binarias cercanas = Magnetic fields in close binaries.

Abstract

Las estrellas binarias cercanas post-common-envelope binaries (PCEBs) consisten en una Enana Blanca (WD) y una estrella en la sequencia principal (MS). La naturaleza de las variaciones de los tiempos de eclipse (ETVs) observadas en PCEBs aún no se ha determinado. Por una parte está la hipotesis planetaria, la cual atribuye las ETVs a la presencia de planetas en el sistema binario, alterando el baricentro de la binaria. Así, esto deja una huella en el diagrama O-C de los tiempos de eclipse igual al observado. Por otra parte tenemos al Applegate mechanism que atribuye las ETVs a actividad magnética en estrella en la MS. En pocas palabras, el Applegate mechanism acopla la actividad magnética a variaciones en el momento cuadrupolar gravitatiorio (Q) en la MS. Q contribuye al potencial gravitacional sentido por la primaria (WD), dejando así una huella igual a la observada en el diagrama O-C. Simulaciones magnetohidrodinámicas (MHD) en 3 dimensiones de convección estelar se encuentran en una etapa donde puede reproducir un gran abanico de fenómenos estelares, tales como, evolución magnética, migración del campo magnético, circulación meridional, rotación diferencial, etc. En esta tesis estudio el Applegate mechanism con dos códigos numéricos. Primero con el código MESA, un código para la evolución estelar en una dimensión. Usé este código para obtener perfiles radiales de la estrella MS en PCEBs y además determiné dónde se espera que el dínamo magnético actúe en el marco de un modelo simple. Comparando esto con el radio en donde la energía para que ocurra el Applegate mechanism se hace mínima, encontré que tales radios son los mismo para algunos sistemas. También encontré que la probabilidad de que el Applegate mechanism sea el responsable de las ETVs escala con la rotación estelar. Luego, con el código PENCIL, un código que resuelve las ecuaciones de la MHD en su formulación compresible, corrí dos simulaciones de la zona convectiva tipo Sol con velocidades de rotación diferentes. Encontré que el comportamiento de Q así como la actividad magnética difieren entre ambas simulaciones. También hay diferentes soluciones del dínamo, momentum angular, y tensor de estrés de Reynolds. Esta es la primera vez que se establece una relación entre el dínamo y las variaciones en Q, lo cual sugiere que la solución del dínamo es la responsable de las variaciones en Q. Creemos que ésto nos podría proveer de una prometedora área para estudiar el dínamo estelar mediante ETVs, entregando una nueva herramienta para estudiar fenónemos magnético estelares.