supernova na constelação de Cassiopéia. O material envolvente mais a emissão contínua de radiação EM, ambos desempenham um papel na iluminação contínua do remanescente. NASA, ESA, e o Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Reconhecimento: Robert A. Fesen (Dartmouth College, EUA) e James Long (ESA/Hubble)
Criar uma estrela que seja suficientemente grande, e que não saia com um gemido como o nosso Sol, ardendo suavemente durante milhares e milhares de milhões de anos antes de se transformar numa anã branca. Em vez disso, o seu núcleo irá colapsar, levando a uma reacção de fusão fugitiva que rebenta com as porções exteriores da estrela numa explosão de supernova, enquanto o interior se desmorona para uma estrela de neutrões ou para um buraco negro. Pelo menos, essa é a sabedoria convencional. Mas se a sua estrela for suficientemente grande, pode não ter nenhuma supernova. Outra possibilidade é o colapso direto, onde a estrela inteira simplesmente desaparece, e forma um buraco negro. Ainda outra é conhecida como uma hipernova, que é muito mais energética e luminosa do que uma supernova, e não deixa nenhum resquício de núcleo para trás. Como é que as estrelas mais maciças de todas vão acabar com as suas vidas? Aqui está o que a ciência tem a dizer até agora.
visível em raios X, rádio e comprimentos de onda infravermelhos. É preciso uma estrela pelo menos 8-10 vezes maior do que o Sol para se tornar supernova, e criar os elementos pesados necessários que o Universo requer para ter um planeta como a Terra. Raio-x: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; infravermelhos: Palomar; Rádio: NSF/NRAO/VLA
Cada estrela, quando nasce, funde hidrogénio em hélio no seu núcleo. Estrelas semelhantes ao sol, anãs vermelhas que são apenas algumas vezes maiores que Júpiter, e estrelas supermassivas que são dezenas ou centenas de vezes tão maciças quanto as nossas, todas passam por essa primeira fase de reação nuclear. Quanto mais massiva uma estrela é, mais quente a temperatura do seu núcleo atinge, e mais rápido ela queima através do seu combustível nuclear. Como o núcleo de uma estrela fica sem hidrogênio para fundir, ela se contrai e aquece, onde – se ficar quente e denso o suficiente – pode começar a fundir elementos ainda mais pesados. Estrelas semelhantes ao Sol aquecem o suficiente, uma vez que o hidrogênio se queima, para fundir hélio em carbono, mas esse é o fim da linha no Sol. Você precisa de uma estrela cerca de oito (ou mais) vezes tão maciça quanto o nosso Sol para se mover para o próximo estágio: fusão de carbono.
sua nebulosa circundante, é uma das milhares de estrelas da Via Láctea que pode ser a próxima supernova da nossa galáxia. Também é muito, muito maior e mais maciça do que você seria capaz de formar em um Universo contendo apenas hidrogênio e hélio, e pode já estar na fase de queima de carbono de sua vida. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Se a sua estrela é tão maciça, no entanto, você está destinado a alguns fogos de artifício cósmicos reais. Ao contrário das estrelas semelhantes ao Sol que sopram suavemente das suas camadas exteriores numa nebulosa planetária e se contraem até uma anã branca (rica em carbono e oxigénio), ou as anãs vermelhas que nunca atingem a queima de hélio e simplesmente se contraem até uma anã branca (baseada em hélio), as estrelas mais maciças estão destinadas a um evento cataclísmico. Na maioria das vezes, especialmente na parte inferior da massa (~20 massas solares e inferiores) do espectro, a temperatura do núcleo continua a subir à medida que a fusão se move para elementos mais pesados: do carbono ao oxigénio e/ou queima de néon, e depois sobe na tabela periódica para a queima de magnésio, silício e enxofre, que culmina num núcleo de ferro, cobalto e níquel. Como a fusão destes elementos custaria mais energia do que você ganha, é aqui que o núcleo implode, e onde você obtém uma supernova de tipo II. Nicole Rager Fuller para a NSF
É um final brilhante e espectacular para muitas das enormes estrelas do nosso Universo. De todas as estrelas que são criadas neste Universo, menos de 1% são massivas o suficiente para alcançar este destino. À medida que você vai para massas cada vez maiores, torna-se cada vez mais raro ter uma estrela tão grande. Em algum lugar cerca de 80% das estrelas no Universo são estrelas anãs vermelhas: apenas 40% da massa do Sol ou menos. O próprio Sol é mais maciço do que cerca de 95% das estrelas do Universo. O céu noturno está cheio de estrelas excepcionalmente brilhantes: a mais fácil de ver para o olho humano. Mas para além do limite inferior das supernovas, há estrelas que são muitas dezenas ou até centenas de vezes a massa do nosso Sol. Elas são raras, mas cosmicamente, são extremamente importantes. A razão é que as supernovas não são a única forma destas estrelas maciças viverem ou morrerem.
restos de supernovas que ocorreram há milhares de anos. Se as supernovas distantes estão em ambientes mais poeirentos do que as suas congéneres modernas, isto pode exigir uma correcção ao nosso entendimento actual da energia negra. T.A. Rector/Universidade do Alasca Anchorage, H. Schweiker/WIYN e NOAO/AURA/NSF
Primeiro a sair, muitas estrelas maciças têm vazões e ejecta. Com o tempo, à medida que se aproximam do fim das suas vidas ou do fim de um determinado estágio de fusão, algo faz com que o núcleo se contraia brevemente, o que, por sua vez, faz com que ele aqueça. Quando o núcleo se torna mais quente, a taxa de todos os tipos de fusão nuclear aumenta, o que leva a um rápido aumento da energia criada no núcleo de uma estrela. Este aumento de energia pode explodir grandes quantidades de massa, criando um evento conhecido como impostor supernova: mais brilhante do que qualquer estrela normal, causando a perda de até dezenas de massas solares de material. A estrela Eta Carinae (abaixo) tornou-se uma impostora supernova no século 19, mas dentro da nebulosa que criou, ela ainda arde, esperando seu destino final.
precipitou uma erupção gigantesca, vomitando o valor de muitos Sóis no meio interestelar de Eta Carinae. Estrelas de alta massa como esta dentro de galáxias ricas em metal, como a nossa, ejetam grandes frações de massa de uma forma que estrelas dentro de galáxias menores e de menor metalicidade não ejetam. Nathan Smith (Universidade da Califórnia, Berkeley), e NASA
Então qual será o destino final de uma estrela mais maciça do que 20 vezes nosso Sol? Bem, há três possibilidades, e não temos certeza absoluta de quais são as condições que podem impulsionar cada uma delas. Uma é uma supernova, que já discutimos. Qualquer estrela ultra-massiva que perca o suficiente do “material” que a compõe pode facilmente se tornar uma supernova se a estrutura total da estrela de repente cair na faixa de massa certa. Mas há dois outros intervalos de massa – e, mais uma vez, não sabemos ao certo quais são os números exatos – que permitem dois outros resultados. Ambos devem existir; eles já foram observados.
estrela maciça, cerca de 25 vezes a massa do Sol, que piscou para fora da existência, sem nenhuma supernova ou outra explicação. O colapso direto é a única explicação razoável para o candidato. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Furos negros de colapso direto. Quando uma estrela se torna uma supernova, seu núcleo implode, e pode se tornar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da massa. Mas só no ano passado, pela primeira vez, os astrônomos observaram uma estrela de massa solar 25 desaparecer. As estrelas não desaparecem simplesmente sem um sinal, mas há uma explicação física para o que poderia ter acontecido: o núcleo da estrela parou de produzir pressão de radiação suficiente para equilibrar a atração interna da gravidade. Se a região central ficar densa o suficiente, em outras palavras, se massa suficiente for compactada dentro de um volume suficientemente pequeno, você formará um horizonte de eventos e criará um buraco negro. E se fizer um buraco negro, tudo o resto pode ser puxado para dentro.
realçado por estrelas azuis maciças, de curta duração e brilhantes. Em apenas cerca de 10 milhões de anos, a maioria das mais maciças explodirá em uma supernova Tipo II… ou elas podem simplesmente colapsar diretamente. ESO / VST survey
Colisão direta foi teorizada para acontecer com estrelas muito maciças, além talvez de 200-250 massas solares. Mas o recente desaparecimento de uma estrela de massa tão baixa lançou tudo isso em questão. Talvez não compreendamos os interiores dos núcleos estelares tão bem quanto pensamos, e talvez existam múltiplas maneiras de uma estrela simplesmente implodir completamente e piscar o olho para fora da existência, sem atirar qualquer quantidade apreciável de matéria. Se este for o caso, formar buracos negros através do colapso direto pode ser muito mais comum do que esperávamos anteriormente, e pode ser uma maneira muito limpa para o Universo construir seus buracos negros supermassivos desde os tempos mais remotos. Mas há outro resultado que vai na direção totalmente oposta: colocar um show de luzes muito mais espetacular do que uma supernova pode oferecer.
a coisa toda poderia ser explodida em pedaços, não deixando nenhum remanescente! NASA / Skyworks Digital
Explosões de Hypernova. Também conhecida como uma supernova superluminosa, estes eventos são muito mais brilhantes e exibem curvas de luz muito diferentes (o padrão de brilho e desvanecimento) do que qualquer outra supernova. A explicação principal por detrás delas é conhecida como o mecanismo de par-instabilidade. Quando você colapsa uma grande massa – algo entre centenas de milhares e muitos milhões de vezes a massa de todo o nosso planeta – em um pequeno volume, ela emite uma tremenda quantidade de energia. Em teoria, se fizéssemos uma estrela massiva o suficiente, como mais de 100 vezes massiva como o Sol, a energia que ela emitia seria tão grande que os fótons individuais poderiam se dividir em pares de elétrons e pósitrons. Elétrons você sabe, mas positrons são as contrapartidas anti-matéria dos elétrons, e eles são muito especiais.
processo que os astrônomos pensam que desencadeou o evento hipernova conhecido como SN 2006gy. Quando fótons de alta energia são produzidos, eles irão criar pares elétron/positrons, causando uma queda de pressão e uma reação de fuga que destrói a estrela. NASA/CXC/M. Weiss
Quando os positrões existem em grande abundância, eles inevitavelmente irão colidir com quaisquer elétrons presentes. Esta colisão resulta na aniquilação de ambos, produzindo dois fótons de raios gama de uma energia muito específica e elevada. Se a taxa de produção de positrões (e, portanto, de raios gama) for suficientemente baixa, o núcleo da estrela permanece estável. Mas se a taxa de produção de raios gama for suficientemente rápida, todos estes fótons com excesso de 511 keV irão aquecer o núcleo. Em outras palavras, se você começar a produzir esses pares de elétron-positrons a uma certa taxa, mas seu núcleo estiver em colapso, você começará a produzi-los cada vez mais rápido… continuando a aquecer o núcleo! E não se pode fazer isto indefinidamente; acaba por causar a explosão mais espectacular de todas as supernovas: uma supernova de instabilidade de pares, onde a estrela de massa solar inteira, mais de 100+, é rebentada!
Isso significa que há quatro resultados possíveis que podem vir de uma estrela supermassiva:
- uma estrela de neutrões e o gás de uma supernova remanescente, de uma supernova de baixa massa,
- um buraco negro e o gás de uma supernova remanescente, de uma supernova de alta massa,
- um buraco negro muito maciço sem remanescente, do colapso directo de uma estrela maciça,
- ou o gás de uma supernova remanescente sozinho, de uma explosão de hipernova.
estrela maciça na fase final, pré-supernova, de queima de silício. Uma imagem Chandra (à direita) da Cassiopeia Um remanescente da supernova mostra hoje elementos como Ferro (em azul), enxofre (verde), e magnésio (vermelho). Mas isto pode não ter sido uma inevitabilidade. NASA/CXC/M.Weiss; raio-x: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Quando vemos uma estrela muito maciça, é tentador assumir que ficará supernova, e um buraco negro ou estrela de nêutrons permanecerá. Mas na realidade, há dois outros resultados possíveis que foram observados, e que acontecem com bastante frequência em uma escala cósmica. Os cientistas ainda estão trabalhando para entender quando cada um desses eventos ocorre e sob quais condições, mas todos eles acontecem. Da próxima vez que você olhar para uma estrela que é muitas vezes o tamanho e a massa do nosso Sol, não pense em “supernova” como uma conclusão inevitável. Ainda há muita vida nestes objectos, e também muitas possibilidades para o seu desaparecimento. Sabemos que o nosso Universo observável começou com um estrondo. Para as estrelas mais maciças, ainda não temos certeza se elas terminam com o derradeiro estrondo, destruindo-se inteiramente, ou com o último gemido, caindo inteiramente em um abismo gravitacional de nada.
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