Desde o nascimento até à morte, as estrelas geralmente abrandam entre 100 e 1000 vezes a sua velocidade de rotação inicial. O momento angular total do Sol tem diminuído à medida que o material é gradualmente expelido da superfície sob a forma do vento solar. Ao observar este fenómeno, os astrónomos teorizaram que a interacção entre os campos magnéticos e o fluxo de plasma é a forma mais eficiente de fazer as estrelas perderem velocidade.
Ilustração das regiões internas de uma estrela massiva durante a sua fase final de combustão das camadas de oxigénio (verde) e silício (verde-azulado), antes do colapso do núcleo de ferro (azul-escuro). A intensidade e a geometria do campo magnético, combinadas com as propriedades da convecção na região do oxigénio, podem fazer com que a velocidade de rotação aumente ou diminua.
Crédito: Universidade de Quioto/Lucy McNeill
O porquê e como isto acontece há muito que interessa aos astrónomos e, recentemente, uma técnica de observação chamada asteros-sismologia, que mede as frequências de oscilação naturais de uma estrela, tornou possível medir as velocidades de rotação internas e os campos magnéticos de outras estrelas na nossa Galáxia. A partir desta enorme população, surgiu uma imagem de como a rotação estelar diminui com a idade estelar, sugerindo que a teoria actual é insuficiente para explicar a diminuição dramática da rotação.
Fascinada pela asteros-sismologia e pelas simulações 3D da zona convectiva solar realizadas por outros investigadores, uma equipa de investigadores da Universidade de Quioto sentiu-se inspirada a investigar como os campos magnéticos afectam a rotação no interior de estrelas massivas.
“Os nossos co-autores na Austrália e no Reino Unido já realizaram simulações magneto-hidrodinâmicas 3D para estrelas massivas antes do colapso do núcleo. Suspeitávamos que o fluxo no interior da zona convectiva da estrela massiva pudesse evoluir de forma análoga à zona convectiva solar”, afirma o líder da equipa, Ryota Shimada.
Através de uma simulação 3D de uma estrela massiva, os investigadores conseguiram investigar directamente a complexa interacção entre a convecção violenta, a rotação e os campos magnéticos. Confirmaram que a rotação interna e o campo magnético co-evoluem de forma semelhante ao dínamo solar: o processo energético que sustenta o campo magnético do nosso Sol. Com estas equações em mãos, a equipa conseguiu prever matematicamente a evolução da rotação interna da estrela ao longo do tempo.
A sua simulação revela que a velocidade e a direcção dos movimentos convectivos foram influenciadas pela rotação e pelos campos magnéticos em escalas de tempo curtas, o que, por sua vez, altera a rotação, fazendo com que ela diminua ou – em alguns casos – aumente.
A equipa conseguiu formular a interacção entre convecção, rotação e campos magnéticos como um modelo para o transporte radial do momento angular para fora e para dentro, mostrando que este transporte em fases de combustão posteriores está directamente relacionado com a geometria do campo magnético.
“Ficámos surpreendidos ao descobrir que algumas configurações dos campos magnéticos acabam por acelerar a rotação do núcleo, sugerindo que a velocidade de rotação final será específica das propriedades da estrela”, afirma a co-autora Lucy McNeill. “A rotação lenta pode até ser impossível em algumas classes de estrelas massivas”.
A sua descoberta do transporte de momento angular magnético durante fases avançadas de combustão sugere que a teoria desenvolvida para descrever a rotação em estrelas do tipo solar pode ser universal. A seguir, a equipa planeia criar simulações de evolução estelar que retratem toda a vida de várias estrelas de baixa a alta massa, para prever as suas velocidades de rotação durante várias fases evolutivas.
// Universidade de Quioto (comunicado de imprensa)
// Artigo científico (The Astrophysical Journal)
CCVALG
05.05.2026
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