Ellipsar é um modelo teórico em astrofísica proposto em 2022 para descrever explosões em forma de anel originadas de estrela massivas achatadas (oblatas) devido a rotação rápida ou interações binárias. O termo "ellipsar" é um portmanteau de "ellipse" e "star", refletindo os contornos isodensidade elípticos da estrela progenitora em simulações bidimensionais axisimétricas. O modelo foi introduzido por Marcus DuPont, Andrew MacFadyen e Jonathan Zrake em um artigo publicado em The Astrophysical Journal Letters.
O modelo desafia paradigmas tradicionais de explosões esféricas ou em jato ao incorporar a asfericidade da estrela progenitora, podendo explicar certos transientes astronômicos sem requerer um motor de jato central.
Contexto Transientes astronômicos como supernovas e rajada de raios gama (GRBs) são tipicamente modelados como explosões pontuais ou jatos colimados de estrelas esfericamente simétricas. No entanto, observações e modelos teóricos indicam que muitas estrelas massivas (>8–10 massas solares) são oblatas devido a rotação rápida ou transferência de massa binária, com parâmetros de achatamento (ε) até 0.2. O modelo ellipsar explora as consequências hidrodinâmicas de uma explosão pontual em tais progenitores asféricos.
Assunções do modelo O modelo ellipsar assume: Uma estrela progenitora massiva, como uma estrela hélio Wolf-Rayet (~18 M⊙, raio ~0.5 R⊙), evoluída com software como MESA. Geometria esferóide oblata com parâmetro de achatamento ε = 1 - b/a, otimizado em ε ≈ 0.05. Explosão pontual no núcleo com energia E_exp de 10^{51} a 10^{54} erg (fiducial: 5 × 10^{52} erg). Aproximação gás frio (p/ρ ~ 10^{-6}) no progenitor e no ambiente vento circundante com perfil de densidade ρ_wind = A r^{-2}, A* = 0.1, v_wind = 10^3 km/s. Simulações 2D axisimétricas, ignorando efeitos 3D, campos magnéticos ou rotação detalhada.
O perfil de densidade estelar é mapeado de um modelo 1D esférico para uma forma oblata: ρ(r, θ) derivado substituindo R_3 em ρ_{1D}(r) por R_ε(θ) = ab / √[(a cos θ)^2 + (b sin θ)^2], com a = R_3 (1 - ε)^{-1/3}, b = R_3 (1 - ε)^{2/3}.
Formulação matemática O modelo utiliza hidrodinâmica relativística em coordenadas polares esféricas 2D (r, θ). As equações chave incluem:
Perfil de densidade O perfil de densidade 1D é aproximado como:
com parâmetros R_1 = 0.0017 R, R_2 = 0.0125 R, R_3 = 0.65 R, k_1 = 3.25, k_2 = 2.57, ρ_c = 3 × 10^{-7} ρ (ρ = 3M / (4π R^3)).
Para o mapeamento oblato:
Pressão da explosão para r < r_exp, onde H é a função Heaviside, γ = 4/3.
Equações hidrodinâmicas Leis de conservação em forma relativística: Continuidade da massa: Energia-momento: , com , , η^{\mu\nu} métrica de Minkowski (-+++). Equação de estado:
Dinâmica de choques: Aceleração proporcional ao gradiente de densidade; choques polares breakout primeiro, formando lobos que colidem obliquamente no equador, criando anéis de alta pressão.
Raio de desaceleração , onde M_iso é a massa equivalente isótropa.
Simulações As simulações utilizam o código SIMBI acelerado por GPU (Python/C++ com CUDA/ROCm), método Godunov de segunda ordem com reconstrução minmod (θ=2). Grade: 5609 zonas radiais (espacadas logaritmicamente), 4096 zonas angulares; domínio r_in = 0.01 R a r_out = 200 R, θ ∈ [0, π].
Resultados ε = 0.05 óptimo produz anéis ejecta relativísticos (Γβ >10 para E_exp alto), confinados a Δθ ~6° (~5% cobertura do céu). Distribuição de energia: E_k,iso(>1) no equador 10× maior que nos polos; M_iso(>1, θ=90°) ~6 × 10^{27} g (~massa da Terra). Transientes: Explica llGRBs, supernovas relativísticas, FBOTs; prevê afterglows polarizados, morfologia de remnant de ring-like a mildly prolate após ~1 ano. Raios cósmicos: Fonte potencial para partículas 10^{15}–10^{18} eV em ambientes de baixa densidade.
Limitações Limitado a 2D axisimétrica; ignora instabilidades 3D, turbulência, campos magnéticos, perdas radiativas ou CSM clumpado. Até 2025, nenhuma confirmação observacional direta; permanece especulativo com pesquisa de follow-up limitada.
Potencial de desenvolvimentos futuros Dado a expertise dos autores em explosões de alta energia, ellipsar tem potencial médio-alto para validação através de observatórios futuros como Rubin (2025+) ou CTA (2027+), potencialmente em 5–10 anos se simulações 3D e transientes correspondentes emergirem.
Referências
Ligações externas Artigo completo no IOPscience Preprint no arXiv Entrada no ResearchGate com texto completo Entrada no Inspire HEP