Acredita-se que a maioria das galáxias tenha um buraco negro supermassivo no centro. Estes corpos massivos podem pesar milhões ou milhares de milhões de vezes mais que o Sol, criando os ambientes gravitacionais mais fortes conhecidos no Universo.
Quando uma estrela passa perigosamente perto de um destes buracos negros, a destruição nem sempre é imediata. Algumas estrelas sobrevivem ao encontro e retornam para fechamentos adicionais, produzindo uma nova explosão de luz a cada vez.
Esses eventos, conhecidos como eventos repetidos de interferência parcial de maré (RPTDEs), permitem aos astrônomos ver a mesma estrela interagindo com o mesmo buraco negro várias vezes. Levantamentos de campo amplo no domínio do tempo são possíveis através da varredura repetida de grandes áreas do céu e do rastreamento de objetos cujo brilho muda.
No entanto, alguns destes sistemas apresentam um mistério para os astrónomos. Em vez de produzir o mesmo brilho a cada retorno, eles desaparecem continuamente. Durante anos, os modelos teóricos lutaram para reproduzir esse comportamento.
Uma nova investigação realizada por astrofísicos da Universidade de Syracuse sugere que uma propriedade anteriormente subestimada da estrela pode conter a resposta: a rapidez com que girava antes do seu primeiro encontro próximo com o buraco negro.
O estudo, publicado em O Jornal Astrofísicofoi liderado pela estudante de doutorado Ananya Bandopadhyay, trabalhando com Benjamin Amend e o professor associado Eric Coughlin, pesquisador de pós-doutorado no Departamento de Física, além de colaboradores de outras instituições.
Como os buracos negros destroem estrelas
Num evento de perturbação de maré padrão (TDE), a atração gravitacional de um buraco negro muda de um lado para o outro de uma estrela próxima com tanta força que a estrela é completamente dilacerada.
Os detritos estelares resultantes começam a cair em direção ao buraco negro, ou “acelerar” sobre ele. À medida que esse material perde energia, ele libera luz durante um período de dias a meses.
Os buracos negros em si não emitem luz, mas um TDE fornece temporariamente material que pode iluminar a área ao redor do buraco negro. Esse brilho dá aos astrónomos uma forma indirecta de examinar objectos que de outra forma seriam invisíveis.
Nem todo encontro termina com a estrela sendo completamente destruída. Se uma estrela passar perto de um buraco negro sem ultrapassar o limiar de desintegração completa, poderá perder apenas uma parte da sua massa, produzindo um TDE parcial. Durante repetidos TDEs parciais, o núcleo sobrevivente da estrela permanece em órbita e retorna para encontros próximos adicionais, liberando mais material a cada vez. Essas passagens podem ocorrer com meses ou anos de intervalo.
Por que algumas explosões de buracos negros continuam desaparecendo
A quantidade de material retirado de uma estrela durante um encontro repetido depende, até certo ponto, da estrutura interna da estrela. Bandopadhyay compara uma estrela de baixa massa a um merengue fofo. Tal estrela pode ser mais sensível às forças de maré do buraco negro.
Uma estrela mais massiva se comporta de maneira diferente. O seu conteúdo está mais concentrado no centro, com uma estrutura interna semelhante a uma cebola. Pode perder as suas camadas exteriores, enquanto o seu núcleo denso permanece comparativamente inalterado, reduzindo a quantidade de massa perdida em encontros sucessivos.
Estas diferenças estruturais podem ajudar a explicar porque é que nem todos os RPTDE se desenvolvem da mesma forma. Mas uma observação tem sido particularmente difícil de compreender. Dos cerca de 10 sistemas repetitivos identificados até agora, quatro apresentaram luminosidade que diminui gradualmente.
Pode parecer natural supor que pequenas quantidades de material removido produziriam apenas um alargamento fraco. No entanto, uma complicação foi revelada por simulações hidrodinâmicas anteriores. Mesmo quando a estrela perdeu menos material durante cada passagem, os modelos ainda previam luminosidades com aproximadamente o mesmo pico de brilho.
“Ficamos intrigados com isso durante dois anos”, diz Bandopadhyay.
deles trabalho anterior descobriu outra consequência importante das forças das marés dos buracos negros. Além de afastar o material da estrela, essas forças também exercem torque, fazendo com que a estrela gire mais rápido após cada encontro próximo.
Esse aumento da rotação altera a rapidez com que o material removido retorna ao buraco negro. Mesmo que menos conteúdo seja retornado, ele será retornado em menos tempo. O fluxo mais concentrado ajuda a manter uma taxa de retorno de pico semelhante e, portanto, mantém aproximadamente o mesmo brilho estimado.
Uma estrela em rápida rotação muda a imagem
Para realmente reproduzir o brilho esmaecido observado pelos astrônomos, os pesquisadores precisavam do que Bandopadhyay chamou de “um novo ingrediente”: uma estrela que já girava rapidamente antes de seu primeiro encontro com o buraco negro.
As novas simulações mostram que tal estrela pode não girar tão alto durante a última passagem. Sem grandes aumentos na rotação após cada encontro, o tempo necessário para o material removido cair de volta em direção ao buraco negro permanece relativamente constante.
Isso muda o resultado. À medida que menos material é retirado da estrela, a taxa de pico de fallback também diminui. O brilho previsto pode diminuir a cada encontro observado pelos astrônomos.
Como a estrela teria sido capturada?
Esta descoberta levanta outra questão: porque é que uma estrela que se aproxima de um buraco negro supermassivo já estaria a girar tão rapidamente?
“É extremamente difícil ligar uma estrela tão fortemente ligada a um buraco negro supermassivo que orbite o buraco negro em apenas alguns meses, e ainda assim parece fazê-lo no RPTDE,” diz Coughlin.
Um processo conhecido como mecanismo de Hills pode fornecer uma explicação tanto para a rápida rotação da estrela quanto para a órbita incomumente estreita.
Neste cenário, duas estrelas que orbitam próximas uma da outra aproximam-se de um buraco negro supermassivo. A gravidade do buraco negro divide o sistema binário. Uma estrela é jogada fora, enquanto a outra é capturada em órbita ao redor do buraco negro.
Estrelas em binários muito próximos podem ser travadas por maré, o que significa que cada estrela gira em seu eixo na mesma taxa que o par orbita um ao outro. Quanto mais próximo o binário, mais curto será o período orbital e mais rápido a estrela travada por maré deve girar.
Para deixar uma estrela capturada na pequena órbita observada no RPTDE, o sistema binário original teria que ser extremamente compacto. A mesma configuração compacta produziria naturalmente uma estrela em rotação rápida e bloqueada por maré antes de ser capturada pelo buraco negro.
“O trabalho de Ananya mostra que cada uma destas peculiaridades pode ser explicada pelo mesmo fenómeno subjacente: a destruição de um sistema binário pelas marés e a captura de uma das estrelas,” diz Coughlin. “De uma perspectiva teórica, este é um enorme avanço na nossa compreensão da física que ocorre nestes sistemas.”
Uma possível conexão com a Via Láctea
As implicações podem ir além dos sistemas remotos de flare repetido. Coughlin observa que a captura de Hills também pode ser responsável por algumas das estrelas que agora orbitam Sagitário A*, o buraco negro supermassivo no centro da galáxia.
Se assim for, os mesmos mecanismos que poderiam explicar o desaparecimento das explosões RPTDE também poderiam ajudar os astrônomos a compreender algumas das populações estelares incomuns que cercam o buraco negro, o que Coughlin chama de “nosso próprio quintal cosmológico”.
