Colisão de Estrelas de Neutrões Pode Originar GRB Curto

(colisão de duas estrelas de neutrões)

Uma equipa de cientistas realizou a mais precisa simulação da colisão de duas estrelas de neutrões até à data. Para o efeito foram necessárias quase sete semanas de cálculos intensivos realizados no “cluster” de computadores denominado Damiana, no Albert Einstein Institute em Potsdam, na Alemanha. Os cálculos permitem descrever 35 mili-segundos de uma fase crítica da colisão de duas estrelas de neutrões e demonstram que este fenómeno pode ser responsável por parte, talvez a maioria, das erupções de raios gama (“Gamma Ray Bursts”, GRBs) de curta duração.

As erupções de raios gama consistem em “flashes” intensos de radiação gama com uma duração de alguns mili-segundos até vários minutos e com uma distribuição aparentemente uniforme na esfera celeste. Desde a sua descoberta em 1967 que constituem um dos mistérios mais insondáveis da astrofísica. Desde muito cedo tornou-se evidente que havia duas classes de erupções.

A primeira classe corresponde a erupções com a duração de pelo menos 2 segundos. No final da década de 90 demonstrou-se que estas erupções estão associadas a supernovas ocorrendo em galáxias com uma formação estelar vigorosa. Os raios gama provêm, aparentemente, de algum processo que ocorre durante o colapso gravitacional das estrelas, possivelmente a formação de um buraco negro acompanhado da formação de jactos de matéria energizados por fortíssimos campos magnéticos. Os detalhes deste processo são alvo de intenso debate científico.

A origem da segunda classe de erupções, com menos de 2 segundos de duração e emitindo raios gama mais energéticos (duros), permanece um mistério. Foram observados vários exemplos e constatou-se que ocorrem em galáxias onde a formação estelar é incipiente ou inexistente, o que claramente aponta para um mecanismo subjacente diferente da classe anterior. O fenómeno mais apontado como estando na origem das erupções de raios gama desta classe é a colisão de duas estrelas de neutrões num sistema binário. No entanto, só agora foi possível realizar os cálculos que demonstram que este cenário é realmente possível.

(as duas classes de erupções de raios gama e os mecanismos subjacentes propostos)

A simulação agora realizada começa com duas estrelas de neutrões orbitando a cerca de 18 quilómetros de distância. Cada estrela tem apenas 27 quilómetros de diâmetro, uma massa de 1.5 vezes a do Sol e um campo magnético um bilião (10^12) de vezes mais intenso que o do Sol. O campo magnético é representado por estruturas filamentares no interior das esferas. As estrelas aproximam-se cada vez mais rapidamente devido à perda de energia orbital através da emissão de ondas gravitacionais. Em menos de 8 mili-segundos as estrelas acabam por colidir e formam, muito brevemente, uma estrela de neutrões com uma massa que excede um limite crítico (designado de Tolman-Oppenheimer-Volkoff). Esta colapsa quase de imediato com a formação de um buraco negro com 2.9 vezes a massa do Sol. O buraco negro recém-criado, com um horizonte de eventos de apenas 10 quilómetros, fica imerso em matéria super densa a temperaturas superiores a 18 mil milhões de Kelvin.

Com a colisão e a formação do buraco negro, os campos magnéticos fortíssimos das estrelas de neutrões originais são combinados e o campo resultante é fortemente amplificado. O material referido, movendo-se quase à velocidade da luz em torno do buraco negro, instantes antes de ultrapassar o horizonte de eventos, continua a amplificar o campo magnético e organiza as linhas do campo, permitindo a fuga de partículas carregadas ao longo de estreitos funis alinhados com o eixo de rotação do buraco negro. Com esta configuração, parte do material que orbita o buraco negro consegue escapar ao horizonte de eventos ao longo dos funis referidos libertando quantidades copiosas de raios gama.

(passos principais da simulação até à formação dos funis magnéticos alinhados com o eixo de rotação do buraco negro)

Podem ver a notícia original em inglês aqui.