[ca] Aquesta tesi doctoral investiga a fons l'evolució a llarg termini dels camps magnètics interns i forts que es troben dins de les estrelles de neutrons aïllades, les quals són els objectes magnètics més poderosos de l'univers. Aquestes estrelles no només tenen un impacte magnètic més enllà de la seva superfície, creant una magnetosfera que afecta les seves característiques observables, sinó que també experimenten canvis magnètics i tèrmics al llarg de milions d'anys. Aquesta complexa topologia magnètica i la seva interacció amb la temperatura requereixen simulacions numèriques avançades. En el nucli d'aquesta tesi es troba l'exploració de models d'evolució magneto-tèrmica tridimensionals d'última generació. Aquesta investigació representa un avenç pioner, ja que realitza la simulació 3D més realista fins a la data, abastant el primer milió d'anys de vida d'una estrella de neutrons. Aquestes simulacions tenen en compte detalls com la dissipació òhmica i la deriva de Hall a la crosta de l'estrella, i utilitzen dades reals sobre la temperatura i l'estructura de l'estrella. A més, l'ús de coordenades de tipus cub tetraèdric aborda les singularitats axials en les simulacions 3D. També s'incorporen factors relativistes i un model d'envoltori de la literatura, juntament amb una topologia de camp magnètic inicial derivada de simulacions de dinàmica de protoestrelles de neutrons. A través d'aquestes simulacions, s'estudia la lluminositat tèrmica, les propietats de temporització i l'evolució del camp magnètic. Dels diversos estudis realitzats durant aquesta tesi, es poden destacar algunes conclusions clau. Primer, es va descobrir que la ubicació de les corrents elèctriques dins de l'estrella determina si els magnetars de mitjana edat mostren una brillantor relativa o una lluminositat molt baixa, amb implicacions importants per a estudis de població de pulsars i magnetars. També es van imposar restriccions a les equacions d'estat nuclear mitjançant comparacions entre dades observacionals i simulacions teòriques. Aquestes equacions d'estat han de ser capaces d'explicar objectes tant brillants com magnetars com objectes molt febles a edats joves. Finalment, es va trobar que el component dipolar, important en molts models de magnetars-FRB, no és el principal desencadenant de les erupcions de la magnetosfera durant les fallades de la crosta. En canvi, l'energia magnètica de la crosta és un indicador fiable del nombre d'esdeveniments esperats. A més, es va observar que el camp magnètic conserva una memòria de les estructures a gran escala inicials, destacant la importància de la configuració inicial durant la formació de l'estrella de neutrons. En resum, aquesta tesi aprofundeix en l'evolució dels camps magnètics a l'interior d'estrelles de neutrons aïllades, mitjançant simulacions avançades, i aporta noves comprensions sobre els magnetars i les seves característiques observables.

[es] Esta tesis doctoral aborda una investigación exhaustiva sobre la evolución a largo plazo de los intensos campos magnéticos internos de las estrellas de neutrones aisladas, consideradas los objetos magnéticos más potentes del universo. Estos campos magnéticos extienden su influencia más allá de la superficie, alcanzando el plasma magnetizado cercano conocido como magnetosfera. Esta configuración magnética afecta significativamente las características observables de las estrellas de neutrones altamente magnetizadas, llamadas magnetars. Los campos magnéticos internos evolucionan durante miles a millones de años, en conexión con la evolución térmica. La diversidad de fenómenos observables en las estrellas de neutrones resalta la complejidad tridimensional de su topología magnética, lo que requiere simulaciones numéricas avanzadas. La tesis se enfoca en modelos tridimensionales avanzados de evolución magneto-térmica. Realizamos la simulación 3D más realista hasta la fecha, abarcando el primer millón de años de vida de una estrella de neutrones, utilizando el código MATINS recién desarrollado. Este código considera la disipación ohmica y la deriva de Hall en la corteza de la estrella. Las simulaciones incorporan cálculos microfísicos precisos dependientes de la temperatura y la estructura estelar derivada de una ecuación de estado realista. Además, utilizamos coordenadas de esfera cúbica para abordar las singularidades axiales en 3D. Las simulaciones consideran factores relativistas y un modelo de envoltura avanzado, junto con una topología inicial del campo magnético derivada de simulaciones de dinamo de protoestrella de neutrones. Cuantitativamente, simulamos la luminosidad térmica, las propiedades de temporización y la evolución del campo magnético, ampliando los límites de la modelización numérica. Entre las conclusiones clave de esta tesis, destacamos que la ubicación de las corrientes eléctricas en la estrella determina si los magnetars de mediana edad son brillantes o de baja luminosidad. Además, mediante comparaciones entre datos observacionales y simulaciones teóricas, establecimos restricciones en las ecuaciones de estado nucleares. Un modelo adecuado debe explicar tanto objetos brillantes como los magnetars y objetos tenues en edades tempranas. Considerando un enfoque simplificado, estimamos que el 75% de las ecuaciones de estado propuestas son válidas. Otro hallazgo importante es que el componente dipolar, central en muchos modelos de magnetars de FRB, desempeña un papel secundario en la desencadenación de explosiones en la magnetosfera durante fallos en la corteza. En cambio, la energía magnética de la corteza sirve como indicador confiable del número esperado de eventos. Además, en las simulaciones magneto-térmicas en 3D, encontramos que el campo magnético retiene una fuerte memoria de las estructuras iniciales a gran escala, lo que subraya la importancia de la configuración a gran escala en la evolución del campo. Adoptamos una topología inicial compleja derivada de simulaciones de dinamo de protoestrella de neutrones. Esta simulación no explica la luminosidad de rayos-X en magnetars, pero puede explicarla en magnetars de campo bajo y objetos compactos centrales. El componente dipolar en la superficie, responsable del par electromagnético en la disminución de la rotación, no aumenta con el tiempo a partir de esta topología inicial.