Cuando una estrella neutra con un campo magnético colapsa para formar un agujero negro, ¿qué sucede con el campo magnético?

Hay una prueba del colapso de una estrella de neutrones magnetizada (caso 3) en esta preimpresión: http://arxiv.org/abs/arXiv:1208.3487 .

Aquí hay parte del texto y las figuras de ese artículo que describen cómo se expulsa el campo magnético:

3. Colapso magnetizado a un agujero negro

Nuestra prueba final y más completa está representada por el colapso a BH de una estrella no rotatoria magnetizada. Esto es más que una prueba puramente numérica, ya que simula un proceso que se espera que tenga lugar en condiciones astrofísicamente realistas, como las que acompañan a la fusión de un sistema binario de estrellas de neutrones magnetizadas [26, 27], o de un neutrón magnetizado en acreción. estrella. El interés de este proceso radica en que el colapso no solo será una fuerte fuente de ondas gravitacionales, sino también de radiación electromagnética, que podría ser potencialmente detectable (ya sea directamente o como señal procesada). El plasma magnetizado y los campos electromagnéticos que rodean la estrella, de hecho, reaccionarán dinámicamente a los campos gravitatorios fuertes y rápidamente cambiantes de la estrella que colapsa y responderán emitiendo radiación electromagnética. Por supuesto, no se pueden emitir ondas gravitatorias en el caso considerado aquí de una estrella que no gira, pero podemos explorar con una precisión sin precedentes la emisión electromagnética y evaluar, en particular, la eficiencia del proceso y así estimar cuánto de la unión disponible. la energía es en realidad radiada en ondas electromagnéticas. Nuestra configuración también nos permite investigar la dinámica de los campos electromagnéticos una vez que se forma un BH y, por lo tanto, evaluar la validez del teorema sin cabello, que predice el decaimiento exponencial de cualquier campo electromagnético en términos de emisión en modo casi normal (QNM). de la BH. la eficiencia del proceso y así estimar qué cantidad de la energía de enlace disponible se radia realmente en ondas electromagnéticas. Nuestra configuración también nos permite investigar la dinámica de los campos electromagnéticos una vez que se forma un BH y, por lo tanto, evaluar la validez del teorema sin cabello, que predice el decaimiento exponencial de cualquier campo electromagnético en términos de emisión en modo casi normal (QNM). de la BH. la eficiencia del proceso y así estimar qué cantidad de la energía de enlace disponible se radia realmente en ondas electromagnéticas. Nuestra configuración también nos permite investigar la dinámica de los campos electromagnéticos una vez que se forma un BH y, por lo tanto, evaluar la validez del teorema sin cabello, que predice el decaimiento exponencial de cualquier campo electromagnético en términos de emisión en modo casi normal (QNM). de la BH.

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A medida que avanza el colapso, la densidad de masa en reposo en el centro y la curvatura del espacio-tiempo aumentan hasta que se encuentra un horizonte aparente en t = 0,57 ms y está marcado con una delgada línea roja en la Fig. 12. A medida que la materia estelar se acumula en el BH (la masa en reposo fuera del horizonte$M_{b, out} = 0$es cero por$t \geq 0.62$ms), el campo magnético externo que estaba anclado en la superficie estelar se desconecta, formando bucles de campo magnético cerrados que se llevan la energía electromagnética en forma de radiación dipolar. Este proceso, que ha sido descrito a través de un modelo analítico no relativista simplificado en la Ref. [52], predice la presencia de regiones donde |E| > |B| a medida que el campo eléctrico toroidal se propaga hacia afuera como una onda. Este proceso se puede observar muy claramente en la Fig. 13, que muestra los mismos tres paneles inferiores de la Fig. 12 en una escala más pequeña de solo 15 km para resaltar la dinámica cerca del horizonte. En particular, ahora está muy claro que se construye un conjunto cerrado de líneas de campo magnético justo fuera del horizonte en t = 1,0 ms, que se irradia. Nótese también que nuestra elección de calibres (que son los mismos usados ​​en [61]) nos permite modelar sin problemas también la solución dentro del horizonte aparente. Mientras que el panel izquierdo de la Fig. 13 muestra que la mayor parte de la masa en reposo ya se disipa en t = 0,65 ms (consulte la discusión en [62] sobre por qué sucede esto), parte de la materia permanece en la cuadrícula cerca de la singularidad, anclando allí el campo magnético que evoluciona lentamente como se muestra en los paneles central y derecho.