Dynamical stability of Magnetic Supramassive Neutron Stars

As estrelas de nêutrons são os objetos mais densos do universo, os núcleos colapsados de estrelas massivas que explodiram. Uma única colher de chá de seu material pesaria tanto quanto uma montanha. Esses remanescentes cósmicos giram incrivelmente rápido, às vezes centenas de vezes por segundo, e muitos são atravessados por campos magnéticos tão poderosos que poderiam apagar um cartão de crédito do outro lado do sistema solar. Quando duas estrelas de nêutrons colidem, elas podem se fundir para formar um objeto único e ainda mais massivo. Se esta nova estrela for pesada o suficiente para colapsar sob sua própria gravidade, mas for sustentada por sua rotação rápida, ela é chamada de estrela de nêutrons supramassiva. Esses objetos são fugazes e instáveis; eles existem em um equilíbrio precário entre a força esmagadora da gravidade e o empuxo externo da rotação. Compreender como essas estrelas se comportam, especialmente quando seus campos magnéticos estão em seus extremos, ajuda os astrônomos a decodificar os sinais violentos que elas enviam através do cosmos, desde as ondulações no espaço-tempo até os flashes de luz de alta energia.

Uma equipe de pesquisadores utilizou agora supercomputadores poderosos para simular o que acontece quando essas estrelas supramassivas são submetidas a campos magnéticos tão fortes quanto cem quatrilhões de Gauss. Para fazer isso, eles construíram modelos digitais dessas estrelas usando as leis da física que governam o espaço, o tempo e a matéria, e então observaram como elas evoluíam ao longo do tempo. Eles começaram com estrelas que giravam perto do limite do que é possível antes que elas se despedaçassem, e injetaram nelas campos magnéticos variando da força de um magnetar típico à força extrema esperada logo após uma colisão estelar. O objetivo era ver se essas forças magnéticas ajudariam as estrelas a sobreviver por mais tempo ou se as empurrariam para além do limite em um colapso catastrófico.

As simulações revelaram que os campos magnéticos dentro dessas estrelas não são estáticos; eles são caóticos e em constante mudança. Inicialmente, os campos magnéticos foram configurados em um padrão simples e ordenado, mas esse arranjo é instável. Em uma fração de segundo, os campos começaram a se emaranhar e torcer, reorganizando-se em uma mistura complexa de laços e espirais. Esse processo ocorre tão rapidamente que é mais rápido do que o tempo que a estrela leva para completar uma única rotação. À medida que os campos magnéticos se torciam, eles agiram como um freio cósmico, agarrando o núcleo de rotação rápida da estrela e diminuindo sua velocidade, enquanto simultaneamente aceleravam as camadas externas. Isso criou um estado onde o centro da estrela girava muito mais devagar do que a superfície, uma condição conhecida como rotação diferencial.

Para estrelas que não eram pesadas o suficiente para colapsar imediatamente, esse rearranjo magnético levou a um novo estado estável. A estrela não se despedaçou, nem colapsou em um buraco negro. Em vez disso, ela se estabeleceu em uma configuração de longa duração onde o núcleo e a superfície giravam em taxas diferentes, mantidos no lugar pelos estresses magnéticos. No entanto, para as estrelas que já estavam no limiar do colapso, as forças magnéticas atuaram como o gatilho final. Ao arrastar o momento angular para longe do núcleo, os campos magnéticos removeram o suporte que estava impedindo o centro da estrela de se esmagar. Isso fez com que o núcleo encolhesse e a estrela colapsasse em um buraco negro muito mais rápido do que ocorreria sem a influência magnética.

Quando essas estrelas colapsaram, os buracos negros resultantes foram surpreendentemente diferentes do que se poderia esperar. Embora os buracos negros girassem mais rápido do que as estrelas originais — alguns rotacionando quase cinquenta por cento mais rápido — eles de fato possuíam menos energia de rotação total. Isso ocorre porque o colapso violento e os campos magnéticos ejetaram uma quantidade significativa de matéria da estrela antes que ela desaparecesse. Esse material ejetado, carregando parte do spin da estrela, impediu que essa energia fosse absorvida pelo novo buraco negro. As simulações mostraram que esse material ejetado formou ventos que fluíam principalmente ao redor do equador da estrela, carregando massa a taxas de até algumas massas solares por segundo, embora a quantidade total perdida durante o tempo simulado tenha sido uma fração minúscula do peso total da estrela, da ordem de 10⁻³ massas solares.

O estudo também destacou uma diferença crítica entre estrelas com campos magnéticos mais fracos e aquelas com os campos extremos encontrados nos eventos cósmicos mais violentos. Em estrelas com campos mais fracos, as forças magnéticas eram lentas demais para interromper significativamente a rotação da estrela, permitindo que o campo magnético crescesse mais forte ao longo do tempo sem causar colapso imediato. Em contraste, as estrelas com os campos magnéticos mais fortes experimentaram uma reorganização rápida e turbulenta que ou as estabilizou em um novo estado ou apressou sua destruição. Os pesquisadores descobriram que o destino dessas estrelas depende de um equilíbrio delicado entre a rapidez com que giram, quão densas são e a força de seus campos magnéticos. Se o campo magnético for forte o suficiente e a estrela estiver próxima de seu limite de massa máxima, as forças magnéticas podem mudar o curso dos acontecimentos, transformando uma estrela estável em um buraco negro num piscar de olhos.

Essas descobertas oferecem uma nova perspectiva sobre o ciclo de vida das estrelas de nêutrons e o rescaldo de suas colisões. Elas sugerem que os campos magnéticos nesses objetos não são apenas características passivas, mas agentes ativos que podem remodelar a estrutura da estrela, alterar seu spin e determinar se ela sobrevive ou morre. As simulações também fornecem uma explicação potencial para certos tipos de flashes de energia brilhantes e de longa duração observados no universo, que podem ser alimentados por essas estrelas recém-formadas e de rotação diferencial antes de finalmente colapsarem. Embora os modelos de computador usados neste estudo sejam limitados aos primeiros momentos da vida da estrela, eles fornecem um vislumbre crucial da complexa interação de forças que governam os ambientes mais extremos do universo. O trabalho ressalta que, mesmo no vácuo do espaço, os campos magnéticos podem ser poderosos o suficiente para reescrever o destino de uma estrela.