Estrelas que sobrevivem a buracos negros podem guardar um segredo surpreendente: elas estão girando

Um novo estudo publicado na revista The Astrophysical Journal e liderado por uma equipe de pesquisadores da Universidade de Syracuse procurou resolver o mistério pelo qual as explosões sucessivas se tornam progressivamente mais fracas, percebendo que isso poderia ser devido a um fator anteriormente negligenciado – a rotação de uma estrela.

No centro da maioria das galáxias está um buraco negro supermassivo, com uma massa de milhões a bilhões de vezes a do nosso Sol e com uma das gravidades mais extremas conhecidas.

Algumas estrelas que se aproximam de buracos negros podem sobreviver e fazer passagens repetidas, produzindo um novo clarão de luz a cada vez. Esses eventos repetidos de interrupção parcial das marés (rpTDEs) permitem aos cientistas observar a mesma interação estrela-buraco negro repetidamente, usando pesquisas de campo amplo no domínio do tempo.

Em um evento típico de ruptura de maré (TDE, na sigla em inglês), a força de maré de um buraco negro — a diferença na atração gravitacional exercida sobre uma estrela próxima — despedaça a estrela. À medida que os detritos estelares caem em direção ao buraco negro, perdem energia, que é emitida como luz ao longo de dias ou meses.

Buracos negros não emitem luz, mas os TDEs fornecem um suprimento limitado de combustível que ilumina a área circundante, permitindo que os cientistas os estudem indiretamente.

Se uma estrela em órbita não se aproximar o suficiente de um buraco negro para ser completamente despedaçada, ela pode perder uma fração de sua massa — criando um TDE parcial. Em um TDE parcial recorrente, o núcleo sobrevivente continuará orbitando o buraco negro, perdendo material a cada passagem, o que ocorre a cada poucos meses ou anos.

Mas quanto material elas perdem?

A quantidade de material que uma estrela perde depende de sua estrutura interna. Bandopadhyay, autor principal do estudo, compara uma estrela de baixa massa a um merengue fofo, que se tornará vulnerável às forças de maré de um buraco negro. Já uma estrela de alta massa terá sua massa mais concentrada no centro e perderá suas camadas externas, enquanto o núcleo denso permanecerá relativamente intacto.

Essas diferenças ajudam a explicar por que os rpTDEs não se comportam da mesma maneira. No entanto, um padrão intriga os cientistas: 4 em cada 10 sistemas que se repetem produzem erupções que diminuem progressivamente de brilho.

Simulações hidrodinâmicas anteriores mostraram que, mesmo com a diminuição da perda de material após cada encontro, as erupções previstas mantinham aproximadamente o mesmo brilho, o que desafia a ideia de que a diminuição da perda de massa explicava o fenômeno. "Isso nos intrigou por dois anos", disse Bandopadhyay.

O trabalho anterior deles revelou outro efeito das forças de maré dos buracos negros: eles exerceram um torque que faz a estrela girar mais rápido a cada encontro. Isso resulta em menos material caindo de volta no buraco negro, mas ele retorna em um período mais curto, ajudando a manter o brilho da estrela aproximadamente constante.

Para reproduzir o escurecimento, os pesquisadores precisavam de uma estrela que já estivesse girando antes de seu primeiro encontro com um buraco negro. O estudo descobriu que essa rotação inicial impede que a estrela acelere durante cada passagem; sem a aceleração adicional, o tempo durante o qual o material arrancado cai de volta permanece relativamente constante. À medida que a estrela perde menos material a cada encontro, a taxa máxima de queda de material pode finalmente diminuir.

Mas por que uma estrela já estaria girando tão rápido?

“Também é extremamente difícil ‘ligar’ uma estrela a um buraco negro supermassivo tão fortemente a ponto de ela orbitá-lo em questão de meses, e ainda assim isso parece acontecer em eventos de ruptura de maré”, disse Coughlin, coautor do estudo.

O mecanismo de Hills poderia explicar ambos os fenômenos. Nesse cenário, um par de estrelas em órbita passa perto de um buraco negro supermassivo, despedaçando o sistema binário e ejetando uma estrela enquanto captura a outra.

Em um sistema binário próximo, as estrelas ficam em rotação sincronizada, o que significa que cada uma gira em torno de seu próprio eixo na mesma velocidade em que o par orbita o outro. Quanto mais próximo o sistema binário, menor o período orbital e mais rápida a rotação da estrela. Os sistemas binários de estrelas em órbitas curtas observados em rpTDEs teriam que ser extremamente próximos.

“O trabalho de Ananya demonstra que cada uma dessas peculiaridades pode ser explicada pelo mesmo fenômeno subjacente: a destruição de maré de um sistema binário e a captura de uma das estrelas”, disse Coughlin. “Do ponto de vista teórico, este é um grande avanço em nossa compreensão da física que atua nesses sistemas”.

Coughlin também observa que a captura de Hill pode ter dado origem a algumas das estrelas que orbitam Sagitário A*, o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. As descobertas do novo estudo, portanto, ajudam a explicar as propriedades das estrelas em nosso próprio “quintal cosmológico”.

Referência da notícia

Bandopadhyay, A., Amend, B., Coughlin, E. R., Nixon, C. J., Pasham, D. R., & Wevers, T.. (2026). The role of stellar spin in repeating partial tidal disruption events..