Um par de cientistas tem um novo palpite sobre o que desencadeia estrelas mortas chamadas anãs brancas a detonar em supernovas.
O gatilho oculto que desencadeia a reação em cadeia destrutiva, sugere a equipe, pode ser um minúsculo buraco negro feito de matéria escura que cresce no núcleo da estrela, de acordo com a New Scientist. Basicamente, a matéria escura – a substância misteriosa e invisível que compõe a maior parte da matéria no universo – acumula-se no centro de uma anã branca até que ela desmorone e exploda.
Peça faltante
Os astrônomos observaram estrelas anãs brancas – os cadáveres de estrelas pequenas demais para serem supernovas – detonando, mas não conseguiram desenvolver modelos que explicam o porquê. O novo estudo, publicado no início deste ano na revista Physical Review D, preenche o gatilho que faltava.
“O segredo sujo das supernovas é que, nos modelos de computador, nunca conseguimos que eles façam a ignição final”, disse à New Scientist a astrofísica da Faculdade de Charleston, Ashley Pagnotta, que não trabalhou no estudo. “Sempre tem que haver um gatilho injetado.”
Tiny Core
Os pesquisadores não têm certeza do que confirmaria sua ideia, porque os cientistas não descobriram como observar a matéria escura. Fazer isso durante uma supernova seria ainda mais difícil.
“Seria algo como o tamanho de um próton, mas ainda é extremamente massivo”, disse o pesquisador da Queen’s University, Joseph Bramante.
Entendendo as estrelas:
As estrelas são os objetos astronômicos mais amplamente reconhecidos e representam os blocos de construção mais fundamentais das galáxias. A idade, a distribuição e a composição das estrelas em uma galáxia traçam a história, a dinâmica e a evolução dessa galáxia. Além disso, as estrelas são responsáveis ??pela fabricação e distribuição de elementos pesados, como carbono, nitrogênio e oxigênio, e suas características estão intimamente ligadas às características dos sistemas planetários que podem se unir a elas. Conseqüentemente, o estudo do nascimento, vida e morte das estrelas é central no campo da astronomia.
Formação estelar
As estrelas nascem nas nuvens de poeira e espalhadas pela maioria das galáxias. Um exemplo familiar de nuvem de poeira é a Nebulosa de Órion. A turbulência profunda nessas nuvens dá origem a nós com massa suficiente para que o gás e a poeira possam começar a colapsar sob sua própria atração gravitacional. À medida que a nuvem cai, o material no centro começa a esquentar. Conhecido como um protoestrela, é este núcleo quente no coração da nuvem em colapso que um dia se tornará uma estrela. Modelos tridimensionais de formação estelar de computador prevêem que as nuvens giratórias de gás e poeira em colapso podem se dividir em duas ou três bolhas; isso explicaria por que a maioria das estrelas da Via Láctea está emparelhada ou em grupos de várias estrelas.
À medida que a nuvem entra em colapso, um núcleo denso e quente se forma e começa a acumular poeira e gás. Nem todo esse material acaba como parte de uma estrela – a poeira restante pode se tornar planetas, asteróides ou cometas ou pode permanecer como poeira.
Em alguns casos, a nuvem pode não entrar em colapso a um ritmo constante. Em janeiro de 2004, um astrônomo amador, James McNeil, descobriu uma pequena nebulosa que apareceu inesperadamente perto da nebulosa Messier 78, na constelação de Orion. Quando observadores ao redor do mundo apontaram seus instrumentos para a nebulosa de McNeil, descobriram algo interessante – seu brilho parece variar. Observações com o Observatório de Raios-X Chandra da NASA forneceram uma explicação provável: a interação entre o campo magnético da jovem estrela e o gás circundante causa aumentos episódicos no brilho.
Estrelas da sequência principal
Uma estrela do tamanho de nosso Sol requer cerca de 50 milhões de anos para amadurecer desde o início do colapso até a idade adulta. Nosso Sol permanecerá nessa fase madura (na sequência principal, como mostra o Diagrama de Hertzsprung-Russell) por aproximadamente 10 bilhões de anos.
As estrelas são alimentadas pela fusão nuclear de hidrogênio para formar hélio nas profundezas de seus interiores. O fluxo de energia das regiões centrais da estrela fornece a pressão necessária para impedir que a estrela entre em colapso com seu próprio peso e a energia pela qual brilha.
Como mostrado no diagrama de Hertzsprung-Russell, as estrelas da sequência principal abrangem uma ampla gama de luminosidades e cores e podem ser classificadas de acordo com essas características. As menores estrelas, conhecidas como anãs vermelhas, podem conter até 10% da massa do Sol e emitir apenas 0,01% da energia, brilhando fracamente a temperaturas entre 3000-4000K. Apesar de sua natureza diminuta, as anãs vermelhas são de longe as estrelas mais numerosas do Universo e têm uma vida útil de dezenas de bilhões de anos.
Por outro lado, as estrelas mais massivas, conhecidas como hiper-gigantes, podem ser 100 ou mais vezes mais massivas que o Sol e ter temperaturas de superfície superiores a 30.000 K. Os hiper-gigantes emitem centenas de milhares de vezes mais energia que o Sol, mas têm vidas de apenas alguns milhões de anos. Embora se acredite que estrelas extremas como essas tenham sido comuns no Universo primitivo, hoje elas são extremamente raras – toda a Via Láctea contém apenas um punhado de hiper-gigantes.
Estrelas e seus destinos
Em geral, quanto maior uma estrela, menor sua vida, embora todas, exceto as estrelas mais massivas, vivam bilhões de anos. Quando uma estrela fundiu todo o hidrogênio em seu núcleo, as reações nucleares cessam. Privado da produção de energia necessária para apoiá-lo, o núcleo começa a entrar em colapso e se torna muito mais quente. O hidrogênio ainda está disponível fora do núcleo, portanto a fusão do hidrogênio continua em uma concha que circunda o núcleo. O núcleo cada vez mais quente também empurra as camadas externas da estrela para fora, fazendo com que elas se expandam e esfriem, transformando a estrela em um gigante vermelho.
Se a estrela é suficientemente massiva, o núcleo em colapso pode ficar quente o suficiente para suportar reações nucleares mais exóticas que consomem hélio e produzem uma variedade de elementos mais pesados ??até o ferro. No entanto, essas reações oferecem apenas uma suspensão temporária. Gradualmente, os incêndios nucleares internos da estrela se tornam cada vez mais instáveis ??- às vezes queimando furiosamente, outras vezes morrendo. Essas variações fazem a estrela pulsar e soltar suas camadas externas, envolvendo-se em um casulo de gás e poeira. O que acontece a seguir depende do tamanho do núcleo.
Estrelas médias se tornam anãs brancas
Para estrelas comuns como o Sol, o processo de ejeção de suas camadas externas continua até o núcleo estelar ser exposto. Essa cinza estelar morta, mas ainda ferozmente quente, é chamada de Anã Branca. As anãs brancas, que são aproximadamente do tamanho da nossa Terra, apesar de conterem a massa de uma estrela, antes intrigavam os astrônomos – por que não entraram em colapso? Que força apoiou a massa do núcleo? A mecânica quântica forneceu a explicação. A pressão dos elétrons em movimento rápido impede que essas estrelas entrem em colapso. Quanto mais maciço o núcleo, mais densa é a anã branca que se forma. Assim, quanto menor uma anã branca tiver diâmetro, maior será sua massa! Essas estrelas paradoxais são muito comuns – nosso próprio Sol será uma anã branca bilhões de anos a partir de agora. As anãs brancas são intrinsecamente muito fracas porque são muito pequenas e, na falta de uma fonte de produção de energia, desaparecem no esquecimento à medida que gradualmente esfriam.
Esse destino aguarda apenas aquelas estrelas com uma massa de até 1,4 vezes a massa do nosso Sol. Acima dessa massa, a pressão de elétrons não pode suportar o núcleo contra um colapso adicional. Tais estrelas sofrem um destino diferente, conforme descrito abaixo.
Anãs brancas podem se tornar Nova
Se uma anã branca se formar em um sistema estelar binário ou múltiplo, poderá sofrer uma morte mais intensa como nova. Nova é latim para “novo” – pensava-se que as novas eram novas estrelas. Hoje, entendemos que elas são, de fato, estrelas muito antigas – anãs brancas. Se uma anã branca estiver próxima o suficiente de uma estrela companheira, sua gravidade pode arrastar a matéria – principalmente hidrogênio – das camadas externas dessa estrela para si mesma, construindo sua camada superficial. Quando se acumula hidrogênio suficiente na superfície, ocorre uma explosão de fusão nuclear, fazendo com que a anã branca se ilumine substancialmente e expulse o material restante. Dentro de alguns dias, o brilho diminui e o ciclo recomeça. Às vezes, anãs brancas particularmente maciças (aquelas próximas ao limite de massa solar de 1,4 mencionado acima) podem acumular tanta massa da maneira que colapsam e explodem completamente, tornando-se o que é conhecido como supernova.
Supernovas deixam para trás estrelas de nêutrons ou buracos negros
As estrelas da sequência principal, com mais de oito massas solares, estão destinadas a morrer em uma explosão titânica chamada supernova. Uma supernova não é apenas uma nova maior. Em uma nova, apenas a superfície da estrela explode. Em uma supernova, o núcleo da estrela entra em colapso e depois explode. Em estrelas massivas, uma série complexa de reações nucleares leva à produção de ferro no núcleo. Tendo alcançado o ferro, a estrela consumiu toda a energia possível da fusão nuclear – as reações de fusão que formam elementos mais pesados ??que o ferro consomem energia em vez de produzi-la. A estrela não tem mais como sustentar sua própria massa e o núcleo de ferro entra em colapso. Em apenas uma questão de segundos, o núcleo diminui de aproximadamente 5.000 milhas para apenas uma dúzia, e a temperatura atinge 100 bilhões de graus ou mais. As camadas externas da estrela inicialmente começam a colapsar junto com o núcleo, mas se recuperam com a enorme liberação de energia e são lançadas violentamente para fora. As supernovas liberam uma quantidade quase inimaginável de energia. Por um período de dias a semanas, uma supernova pode ofuscar uma galáxia inteira. Da mesma forma, todos os elementos que ocorrem naturalmente e uma rica variedade de partículas subatômicas são produzidos nessas explosões. Em média, uma explosão de supernova ocorre cerca de uma vez a cada cem anos na galáxia típica. Cerca de 25 a 50 supernovas são descobertas a cada ano em outras galáxias, mas a maioria está muito longe para ser vista sem um telescópio.
Estrelas de nêutrons
Se o núcleo estelar em colapso no centro de uma supernova contiver entre 1,4 e 3 massas solares, o colapso continuará até que elétrons e prótons se combinem para formar nêutrons, produzindo uma estrela de nêutrons. As estrelas de nêutrons são incrivelmente densas – semelhantes à densidade de um núcleo atômico. Por conter tanta massa compactada em um volume tão pequeno, a gravitação na superfície de uma estrela de nêutrons é imensa. Como as estrelas da Anã Branca acima, se uma estrela de nêutrons se formar em um sistema de estrelas múltiplas, ela poderá acumular gás retirando-a de quaisquer companheiros próximos. O Rossi X-Ray Timing Explorer capturou as radicais emissões de gás que rodam a poucos quilômetros da superfície de uma estrela de nêutrons.
As estrelas de nêutrons também possuem poderosos campos magnéticos que podem acelerar partículas atômicas ao redor de seus pólos magnéticos, produzindo poderosos feixes de radiação. Esses raios se movem como enormes holofotes à medida que a estrela gira. Se esse feixe é orientado de modo a apontar periodicamente para a Terra, nós o observamos como pulsos regulares de radiação que ocorrem sempre que o pólo magnético passa pela linha de visão. Nesse caso, a estrela de nêutrons é conhecida como pulsar.
Buracos negros
Se o núcleo estelar colapsado for maior que três massas solares, ele entrará em colapso completamente para formar um buraco negro: um objeto infinitamente denso cuja gravidade é tão forte que nada pode escapar de sua proximidade imediata, nem mesmo a luz. Como os fótons são o que nossos instrumentos são projetados para ver, os buracos negros só podem ser detectados indiretamente. Observações indiretas são possíveis porque o campo gravitacional de um buraco negro é tão poderoso que qualquer material próximo – geralmente as camadas externas de uma estrela companheira – é capturado e arrastado. À medida que a matéria espirala em um buraco negro, ele forma um disco que é aquecido a temperaturas enormes, emitindo grandes quantidades de raios X e raios gama que indicam a presença do companheiro oculto subjacente.
Do que restou, surgem novas estrelas
A poeira e os detritos deixados pelas novas e supernovas acabam se misturando com o gás interestelar e a poeira circundantes, enriquecendo-a com os elementos pesados e compostos químicos produzidos durante a morte estelar. Eventualmente, esses materiais são reciclados, fornecendo os alicerces para uma nova geração de estrelas e sistemas planetários que os acompanham.
E agora, esse novo estudo sugere ainda mais um tipo de supernova:
Supernovas provocadas por matéria escura em anãs brancas
Recentemente, foi demonstrado que a matéria escura assimétrica pode inflamar supernovas coletando e colapsando dentro de anãs brancas solitárias de massa sub-Chandrasekhar, e que essa pode ser a causa das supernovas do tipo Ia. Uma bola de matéria escura assimétrica acumulada no interior de uma anã branca e colapsada com seu próprio peso libera energia potencial gravitacional suficiente através da dispersão de núcleos para desencadear as reações de fusão que precedem uma explosão de supernova do tipo Ia. Neste artigo, elaboramos esse mecanismo e o usamos para colocar novos limites nas interações entre nucleons e matéria escura assimétrica para massas mx = 106 – 1016 GeV. Curiosamente, descobrimos que, para a matéria escura, mais massiva do que 1011 GeV, a ignição de supernova do tipo Ia pode prosseguir através da evaporação de Hawking de um pequeno buraco negro formado pela matéria escura em colapso. Também identificamos como a estrutura de cristal Coulomb de uma anã branca fria suprime substancialmente a matéria escura – espalhamento nuclear em transferências de baixo momento, o que é crucial para calcular o tempo que a matéria escura leva para formar um buraco negro. Modelos de matéria escura de Higgs e portal de vetores que inflamam as supernovas do tipo Ia são explorados.
Fig. 1 Seção transversal mínima de matéria escura e núcleo ?nX como a função de mX, em um gráfico log-log, para que a matéria escura se aqueça com a anã branca (linhas verde e azul) e acumule massa crítica para a auto-gravitação (linha laranja) dentro de 3 Gyrs. A seção transversal mínima para a esfera de matéria escura termizada colapsar em um buraco negro (linha amarela) dentro de 3 Gyrs e para o acúmulo de matéria escura para impedir a evaporação completa do buraco negro (linha roxa) também são mostradas. Uma densidade de halo da matéria escura ?X ? 0,3 GeV / cm3 no local da anã branca é assumido. A caixa superior esquerda mostra os parâmetros da anã branca usados, onde a massa e a idade da anã branca foram determinadas pela anã branca maciça mais antiga do Montreal White Dwarf Database, SDSS J160420.40 + 055542.3.
Fig. 2 Restrições na seção transversal matéria-núcleo escuro ?nX, como a função de mX, para ignição de supernova do tipo Ia dentro de 3 Gyrs, por espalhamento nuclear ou por evaporação de um buraco negro (laranja). Linhas identificadas como “gravitação automática do DM” (laranja / verde) e “?nX para ignição ”(laranja) indicam o valor mínimo ?nX para a ignição da anã branca por espalhamento nuclear, é necessário que a matéria escura seja capturada o suficiente para que “se autogravite” ou que a matéria escura em colapso se espalhe com frequência suficiente para inflamar a anã branca. A linha denominada “DM collapse” (laranja / verde) limita o espaço do parâmetro em que a matéria escura não acenderá a anã branca durante o colapso, mas, em vez disso, entra em colapso e forma um buraco negro. A evaporação completa deste buraco negro através da radiação Hawking acende a anã branca. A linha “DM feeds BH” (roxo) denota a região limitadora onde a evaporação do buraco negro é potencialmente paralisada pela captura adicional de matéria escura (ver Fig. 1). A região “BH implode WD” (verde) é o espaço de parâmetro onde um buraco negro que consome a anã branca seria formado. Uma densidade de halo da matéria escura ?X ? 0,3 GeV / cm3 no local da anã branca é assumido. Todos os limites foram obtidos usando os parâmetros exibidos no canto inferior direito, obtidos de uma antiga anã branca (SDSS J160420.40 +055542.3) selecionado para fornecer o limite mais rigoroso para mX ? 108GeV, de todas as anãs brancas listadas no banco de dados de anãs brancas de Montreal [50]. Veja o Apêndice para uma discussão extensa dos limites obtidos de diferentes anãs brancas, incluindo aquelas em aglomerados globulares antigos [14]. Também são exibidos os limites obtidos no experimento Xenon-1T (linha azul) [51] e implosões em estrela de nêutrons (linha amarela) [29].
Restrições no parâmetro de mistura ?? para vetor ? em função da sua massa m?, em um gráfico de log-log. Nós consertamos ?X 101 (observe a dependência linear da seção transversal neste parâmetro). As cores diferentes correspondem a diferentes massas de matéria escura, conforme rotuladas. As regiões acima das linhas sólidas são excluídas pelas observações do SDSS da anã branca J160420.40+055542.3. As regiões sombreadas indicam o espaço dos parâmetros delimitado pelo resfriamento de supernova e pelos coletores de partículas [78, 79, 80, 81, 82, 83, 84]. Omitimos restrições nos fótons escuros que decaem durante e, assim, alteram as abundâncias nucleares primordiais da nucleossíntese do big bang [85].
Publicado em 09/12/2019
Artigo original:
- https://futurism.com/the-byte/dark-matter-black-holes-detonating-stars
- https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve
Estudo original:
Achou importante? Compartilhe!
Assine nossa newsletter e fique informado sobre Astrofísica, Biofísica, Geofísica e outras áreas. Preencha seu e-mail no espaço abaixo e clique em “OK”: