Uma supernova é a explosão colossal de uma estrela no final de sua vida, potencialmente ofuscando toda a sua galáxia. Leia sobre as causas e tipos de supernovas aqui.
Uma supernova é o nome dado à explosão cataclísmica de uma estrela massiva no final de sua vida. Ele pode emitir mais energia em alguns segundos do que o nosso Sol irradiará em sua vida de bilhões de anos.
O céu acima de nós está repleto de vestígios de uma beleza sedutora de antigas supernovas, ou seja, estrelas que viveram suas vidas e depois morreram nessas violentas explosões. Em uma galáxia como a nossa Via Láctea, que consiste em cerca de 200 bilhões de estrelas, deveria haver uma supernova a cada 50 anos. No entanto, supernovas visíveis apenas a olho nu são extremamente raras. Você pode – ou não – testemunhar um em sua vida.
O que vemos são restos de supernovas, nuvens em expansão no espaço onde as estrelas costumavam estar. Existem muitos exemplos, tanto dentro como fora de nossa galáxia. O mais famoso remanescente de supernova visível no hemisfério norte é chamado de Nebulosa do Caranguejo. Ele está localizado na direção da constelação de Touro, o Touro. Os chineses registraram o testemunho da supernova no ano 1054 EC (embora tenha ocorrido 6.523 anos antes, porque essa estrela estava a muitos anos-luz de distância). Eles o chamaram de estrela convidada e escreveram que era visível à luz do dia por três semanas inteiras, finalmente desaparecendo totalmente de vista cerca de três meses depois.
Mais tarde, a Nebulosa do Caranguejo ficou famosa por hospedar o primeiro pulsar conhecido, descoberto em 1967 por Jocelyn Bell Burnell, quando ela era estudante de graduação na Universidade de Cambridge, na Inglaterra. O pulsar do Caranguejo, como é conhecido, é uma estrela de nêutrons, remanescente da supernova que criou a Nebulosa do Caranguejo. Como faróis cósmicos, os pulsares emitem feixes de ondas de rádio enquanto giram. Acontece que os feixes do pulsar do Caranguejo apontaram em nossa direção.
Portanto, sabemos que as supernovas são explosões de estrelas. Vemos exemplos de suas consequências no espaço ao nosso redor. Nós sabemos que – conforme a estrela explode para fora – ela também implode, formando uma estrela de nêutrons extremamente densa que pode ou não aparecer para nós na Terra como um pulsar.
Mas o que exatamente é uma supernova e o que a faz explodir?
Os astrônomos estão lentamente removendo as camadas de mistério que cercam essas estrelas em explosão. Sua pura imprevisibilidade é emocionante: cada supernova nos ensina algo novo. Os astrônomos aprenderam muito sobre supernovas apenas nos últimos 50 anos. Uma supernova brilhante em nossa galáxia, a Via Láctea, está agora, estatisticamente, muito atrasada. Esperemos que aconteça em nossas vidas, mas de preferência não muito perto!
Uma supernova é uma explosão mais final – e mais poderosa – do que uma nova, que é a explosão temporária de uma estrela anã em um sistema binário. No cenário nova, a estrela anã coleta matéria de sua estrela companheira. O excesso de massa faz com que a estrela anã brilhe repentinamente, de vez em quando, com muitas vezes seu brilho normal. Em seguida, ele desbota ao longo de meses para seu brilho original antes do próximo surto. Uma supernova, por outro lado, é um evento muito maior e intrinsecamente muito mais brilhante (daí o prefixo super), onde as camadas externas de uma estrela são lançadas explosivamente no espaço. Uma estrela que se transforma em supernova não retorna ao seu brilho anterior e pode desaparecer completamente, deixando para trás um remanescente de supernova em expansão.
Ambas as novas e supernovas já foram chamadas de stella novae (“novas estrelas”), um termo cunhado pelo famoso astrônomo dinamarquês Tycho Brahe em 1572. Isso ocorre porque ambas as novas e supernovas podem fazer com que uma “nova estrela” apareça em nosso céu onde nenhuma foi visto antes. Ambos surgem repentinamente e – no caso de supernovas – inesperadamente, antes de desaparecerem lentamente ao longo de semanas ou meses.
Agora sabemos que uma supernova não é uma estrela nova, mas – muito pelo contrário – uma estrela existente que atingiu o fim de sua vida.
E sabemos que as novas – as explosões menos poderosas – marcam a localização de um sistema estelar que pode explodir novamente.
As supernovas podem ter diferentes causas, mas todas envolvem a súbita detonação de uma estrela. Os astrônomos atualmente reconhecem dois tipos principais de supernovas, Tipo I e Tipo II, de acordo com uma forma de classificá-los idealizada pelo astrônomo alemão-americano Rudolph Minkowski e pelo astrônomo suíço Fritz Zwicky. Por isso, o sistema de classificação é conhecido como sistema Minkowski-Zwicky. A classificação é baseada nos espectros das supernovas: isto é, em sua luz quando ela é dividida em suas cores componentes. As supernovas do tipo I não têm a presença de hidrogênio em seus espectros, enquanto as supernovas do tipo II o exibem. O tipo I é dividido em três subtipos, Ia, Ib e Ic, também com base em seus espectros.
Mas talvez mais empolgante seja a diferença entre os tipos conforme determinado pela causa da explosão, e aqui, um pouco confuso, os Tipos II, Ib e Ic são na verdade o mesmo tipo de explosão, enquanto o Tipo Ia é uma criatura completamente diferente.
Supernovas Tipo II
Começaremos com o Tipo II mais comum, que é o que as pessoas normalmente pensam quando pensam em uma supernova: uma estrela explodindo devido à idade avançada. As supernovas do tipo II ocorrem quando uma grande estrela fica sem combustível, o que a leva a um rápido colapso e explosão. Essa estrela é entre oito e 40 vezes mais pesada que o nosso sol. Muitas vezes são chamadas de supernovas de “colapso do núcleo” porque é exatamente o que acontece. O núcleo da estrela de repente – em apenas alguns segundos – colapsa sobre si mesmo.
Mas vamos definir o cenário para esse evento cataclísmico. Por bilhões de anos durante a vida desta estrela, a fusão nuclear – o processo pelo qual o hidrogênio é convertido em hélio no interior da estrela, liberando enormes quantidades de energia, permitindo assim que a estrela brilhe – esteve lutando uma batalha contra a gravidade. Não estamos falando aqui sobre a atração gravitacional de um objeto em direção a outro, mas sobre a própria autogravidade da estrela. Nas estrelas, a radiação que empurra para fora das reações de fusão no núcleo da estrela está continuamente sendo contrariada por uma inexorável força de gravidade que empurra para dentro. É um duelo de forças em que nenhum dos dois pode ser o vencedor … enquanto a fusão nuclear no centro da estrela for mantida, a estrela permanecerá em equilíbrio.
Mas as estrelas nascem com uma quantidade finita de combustível hidrogênio. Depois de bilhões de anos (cerca de 10 bilhões no caso do nosso sol, embora nosso sol não seja massivo o suficiente para produzir uma supernova), as mudanças começam a ocorrer conforme o hidrogênio se esgota. Uma vez que o núcleo da estrela fica completamente sem hidrogênio, a fusão nuclear no núcleo cessa; a estrela não tem mais nada para “queimar”. Nesse ponto, a estrela não é mais capaz de manter seu impulso para fora contra a gravidade que puxa para dentro. A estrela começa lentamente a encolher. Esse encolhimento tem o efeito de trazer mais hidrogênio de locais mais distantes da estrela para a região anteriormente ocupada pelo núcleo, hidrogênio suficiente, na verdade, para que a fusão nuclear seja retomada em uma camada em torno do núcleo interno da estrela.
No entanto, existe algo chamado princípio do espelho, relacionado à conservação da energia gravitacional e térmica, que afirma, de maneira muito simples, que se o núcleo de uma estrela se contrair, suas camadas externas devem se expandir. Assim, a estrela começa a inchar, expandindo-se maciçamente de seu tamanho original. Ao fazer isso, suas camadas externas esfriam, ficando mais longe da casca do hidrogênio em fusão no núcleo. Uma vez que a temperatura esfria o suficiente, a convecção, em vez da radiação, torna-se a forma dominante com que as camadas externas da estrela são aquecidas, e a estrela para de se expandir. A estrela tornou-se uma versão inchada, mais fria e, portanto, avermelhada de seu antigo eu; agora é uma estrela gigante vermelha.
Quando nosso Sol se tornar uma gigante vermelha, em cerca de 5 bilhões de anos, ele se expandirá para consumir – e destruir – Mercúrio, Vênus e possivelmente a Terra também. Isso significa que o diâmetro do sol aumentará cerca de 115 vezes; também ficará mais claro em cerca de 3.000 vezes.
Mas – por mais dramático que seja seu aumento de brilho – ainda não estamos no estágio de supernova, e chegar à fase de gigante vermelha não é o fim da história. À medida que o núcleo da estrela continua a encolher, as temperaturas dentro dela aumentam para níveis ainda mais altos do que antes, chegando a incríveis 100 milhões de graus Celsius. Nessa temperatura extrema, e se a estrela tiver massa suficiente, ela pode começar a fundir o próximo elemento da tabela periódica, que é o hélio, em carbono, e a fusão nuclear começa novamente em seu núcleo. As temperaturas sobem ainda mais, até que o hélio se esgote, deixando um núcleo constituído de carbono e oxigênio.
A queima de seu hélio, entretanto, não é um processo rápido: uma estrela oito vezes a massa do Sol provavelmente terá hélio suficiente para durar 100 milhões de anos.
No entanto, durante todo esse tempo, a temperatura do núcleo aumenta lentamente e, quando atinge 500 milhões de graus, está quente o suficiente para o próximo elemento começar a se fundir. Os núcleos de carbono se fundem, produzindo sódio, neon e magnésio. Todos esses são queimados por sua vez pela estrela; o núcleo continua a aquecer, atingindo 2 bilhões de graus. Conforme a temperatura sobe, o primeiro silício é formado, seguido por enxofre, argônio, cálcio, cromo, manganês e níquel.
Cada um é queimado em conchas sucessivas à medida que o núcleo continua a encolher até que a estrela se assemelhe a uma cebola. Cada elemento criado nesta nucleossíntese estelar é progressivamente mais pesado – consiste em um número maior de prótons, nêutrons e elétrons – até que, eventualmente, é produzido um elemento que não pode ser queimado: o ferro.
Neste ponto, a temperatura no centro da estrela pode chegar a 3,5 bilhões de graus Celsius, e suas “camadas de cebola” consistem em um núcleo de ferro denso, rodeado por camadas de silício e enxofre, oxigênio e carbono, hélio e uma camada externa de hidrogênio. É incrível perceber que – para chegar a este estágio final de sua vida – a estrela pode ter estado em sua fase de gigante vermelha por um bilhão de anos! Como o ferro não pode ser queimado, nem mesmo nessas temperaturas (a fusão do ferro e dos elementos de sustentação exigiria mais energia do que seria criada), a estrela realmente chegou ao fim do caminho.
Uma vez que todo o centro do núcleo foi convertido em ferro, um evento repentino e dramático ocorre. Agora, sem nenhuma pressão de radiação para fora, o núcleo entra em colapso: depois de bilhões de anos, a gravidade finalmente vence o impasse!
O colapso do núcleo depende da massa da estrela. Uma estrela entre oito e 25 vezes mais massiva que nosso Sol formará uma estrela de nêutrons, enquanto os núcleos das estrelas mais massivas, mais de 25 vezes nosso Sol, provavelmente entrarão em colapso em buracos negros.
O efeito do colapso final do núcleo – que leva talvez apenas um segundo ou mais – é enviar uma onda de choque direto para o centro, que então se recupera e se propaga para fora através das camadas externas da estrela, explodindo-a completamente. Copiosas quantidades de energia são liberadas: portanto, o evento brilhante que conhecemos como uma explosão de supernova pode ser visto em todo o universo.
Essa explosão de supernova é capaz de formar todos os elementos mais pesados que o ferro; agora há energia suficiente para isso! Por um breve período, a estrela pode ser mais brilhante do que o resto das estrelas em sua galáxia juntas, um farol de fogo que significa a morte de uma estrela antiga. Ficará para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, uma fase totalmente nova e final de sua evolução. Depois de semanas ou meses, o brilho da supernova lentamente desaparece de vista, finalmente se extinguindo por completo.
Então, o que acontece com o material lançado no espaço em uma explosão de supernova, os restos da estrela? Ele se dispersa suavemente ao longo das eras, e seus elementos vão para a formação de novas estrelas, novos planetas, talvez até uma nova vida. Todos os átomos em seu corpo foram forjados nos corações de fogo de estrelas antigas. O cálcio em seus ossos. O ferro em seu sangue. Todos nasceram em uma enorme estrela gigante vermelha e se espalharam pelo universo em uma explosão de supernova, bilhões de anos atrás.
As duas subclasses do Tipo I, chamadas Ib e Ic, são realmente semelhantes às supernovas do Tipo II, pois todas são produzidas pelo colapso do núcleo de uma estrela massiva. Eles têm sua própria designação porque, em ambos os casos, eles perderam suas camadas externas já antes do colapso do núcleo, em um vento estelar durante seus estados de gigante vermelha e, portanto, são geralmente referidos como supernovas de colapso do núcleo despojado. Como as cebolas já parcialmente descascadas, o Tipo Ib perdeu sua primeira camada rica em hidrogênio, e o Tipo Ic seu hidrogênio e a próxima camada de hélio, revelando a camada rica em carbono abaixo.
O FOE
Os físicos Gerry Brown e Hans Bethe desenvolveram uma unidade de medida para quantificar a quantidade de energia liberada em uma supernova Tipo II típica. A medição é expressa em ergs, uma unidade de energia igual a 10 ^ -7 joules. Acredite ou não, a ilustração padrão de um erg é a quantidade de energia consumida por uma mosca fazendo uma flexão!
Brown e Bethe chamaram sua unidade de medida de FOE, que significa dez elevado à potência de Cinqüenta e Um Ergs; o número 10 seguido por 51 zeros. Durante sua vida, o sol emitirá cerca de 1,2 FOE de energia. Em outras palavras, pela duração de 10 bilhões de anos, o sol irá liberar um pouco mais de energia do que uma supernova Tipo II produz em alguns segundos!
Para outra demonstração de quantidades simplesmente incompreensíveis de energia, considere o seguinte: uma supernova Tipo II produzindo 1 FOE de energia pode soar como uma quantidade enorme; sem dúvida é. Mas agora compare isso com o buraco negro no centro da galáxia M87, famosamente fotografado pelo Event Horizon Telescope em 2017: a primeira imagem humana de um buraco negro, lançada em abril de 2019. Ele gira a 90% da velocidade da luz . Agora imagine anexar um enorme dínamo a ele, como aquele que alimenta uma lâmpada de bicicleta ao converter a energia rotacional, ou cinética, da roda em eletricidade. Quanta energia cinética seria extraída do buraco negro pelo dínamo? A resposta é verdadeiramente chocante: 10 trilhões de FOE. Em outras palavras, a energia cinética do buraco negro M87 é dez trilhões de vezes a energia liberada por uma supernova Tipo II.
Supernovas tipo Ia
De forma bem diferente (mas semelhante às explosões novas recorrentes menores), uma supernova do tipo Ia ocorrerá em um sistema estelar binário onde uma das estrelas é uma anã branca e a outra é uma estrela companheira que a anã branca está ocupada roubando matéria de. Uma anã branca é o remanescente superdenso de uma estrela menor (menos de oito vezes a massa do Sol) na última fase de sua vida. É o resultado do encolhimento lento, ao longo de milhões de anos, de uma estrela gigante vermelha, como Betelgeuse na constelação de Orion, recentemente objeto de muita especulação de que estava prestes a se tornar uma supernova (não é). E uma estrela gigante vermelha, por sua vez, é o resultado de uma estrela como o nosso Sol inchando lentamente, ao longo de milhões de anos, quando começa a esgotar seu suprimento de hidrogênio. O destino final do nosso sol é, portanto, se tornar uma anã branca, um resfriamento remanescente do núcleo de nossa estrela, medindo talvez apenas 0,8% de seu raio original. No caso do nosso Sol, esta seria uma anã branca com cerca de 11.000 km de diâmetro.
Uma estrela anã branca é tão densa que uma colher de chá de seu material pesaria cerca de 15 toneladas. Em seu interior, todos os processos de fusão nuclear cessaram. No entanto – e esta é a chave para nossa classificação de supernova Ia – eles podem ser reacendidos! Se a anã branca adquirir material suficiente para terminar com mais de 1,44 vezes a massa do nosso sol, os processos podem reiniciar e levar a uma explosão termonuclear descontrolada e subsequente destruição da anã branca: uma supernova. Este limite de massa muito claro de uma anã branca é conhecido como Limite de Chandrasekhar, em homenagem ao astrofísico indiano-americano Subrahmanyan Chandrasekhar que o calculou em 1930.
Como, então, uma anã branca pode acumular mais massa? O que acontece é que o sistema binário contém a anã branca e uma companheira, que pode ser qualquer tipo de estrela – uma estrela “normal”, uma gigante vermelha ou mesmo outra anã branca (menor). Nos dois primeiros casos, a imensa gravidade da anã branca lentamente puxa o material da estrela companheira, acumulando-o na superfície da anã branca até que o limite de Chandrasekhar seja alcançado. Quase imediatamente, a reação de fusão nuclear descontrolada resultante explode a anã branca em poucos segundos: a explosão da supernova. Se a companheira for outra anã branca, as duas podem se fundir violentamente, sua massa combinada ultrapassando o limite de 1,44 massas solares, novamente levando a uma explosão de supernova.
Dentro da classificação de Tipo Ia, existem vários subtipos cujos detalhes exatos ainda são um pouco incertos, mas a ideia geral de todas as supernovas de Tipo Ia é a mesma: uma estrela anã branca acumula massa suficiente para empurrá-la para além do limite de Chandrasekhar, resultando em uma catástrofe explosão e destruição da estrela. A única exceção a isso é uma supernova Tipo Iax recém-descoberta, que pode não destruir completamente a anã branca, mas em vez disso transformá-la em uma chamada “estrela zumbi”, mantendo metade de sua massa original. Teoricamente, isso poderia ser a causa de outra explosão de supernova caso ela se fundisse com outra anã branca. Atualmente, existem 30 candidatos para este tipo de supernova que os astrônomos estão estudando.
Supernovas como ferramentas úteis
Uma característica interessante das supernovas Tipo Ia é que, devido ao limite de massa das anãs brancas, todas explodem com a mesma quantidade de energia e, portanto, com aproximadamente o mesmo brilho.
Essa consistência de brilho é uma maneira extremamente útil de medir distâncias no universo próximo e é conhecida como vela padrão. Se você sabe o quão intrinsecamente brilhante é uma supernova Tipo Ia, você pode medir seu brilho conforme aparece da Terra e, assim, calcular com precisão sua distância. É como ver faróis de carros distantes à noite: você sabe quanta luz um farol emite, então o quão brilhante ele parece para você vai te dizer a distância. Embora costumássemos pensar que todas as supernovas do tipo Ia tinham exatamente o mesmo brilho intrínseco, agora sabemos que o brilho pode variar ligeiramente. No entanto, há uma correlação entre a luminosidade de uma supernova e a quantidade de tempo que leva para desaparecer de vista, portanto, seu brilho exato e, portanto, a distância, podem ser calculados com precisão.
Foram medições do brilho de supernovas distantes que, em 1998, levaram uma equipe de astrônomos dos Estados Unidos, Europa, Austrália e Chile a uma descoberta chocante: as supernovas Tipo Ia mais distantes estão mais distantes do que deveriam estar, dado o que era conhecido sobre a idade e a taxa de expansão do universo. Isso resultou em uma realização completamente inesperada: a expansão do universo está realmente se acelerando, não diminuindo ao longo do tempo como sempre havíamos presumido e que os modelos previam. Mais tarde, confirmado por vários estudos subsequentes, os astrônomos não conseguiram explicar a aceleração do universo e criaram o termo energia escura para descrever o que quer que seja que a esteja causando. Isso não deve ser confundido com matéria escura; o epíteto “escuro” significa simplesmente “desconhecido”.
Até hoje, a natureza da energia escura ainda é um mistério completo, embora saibamos que até cerca de 6 bilhões de anos após o Big Bang a expansão do universo estava realmente diminuindo. Então, algo aconteceu que reverteu a desaceleração e fez com que a expansão realmente acelerasse. Não temos ideia do que foi esse evento. É extremamente misterioso: algo de repente, pelo que podemos perceber, mudou a natureza de todo o Universo. A melhor suposição que os cosmologistas têm no momento é que foi algum tipo de transição de fase, um exemplo disso é a água congelando e se tornando algo totalmente diferente em estrutura e aparência. No caso da água, o evento que desencadeia a transição, o congelamento, está relacionado à sua temperatura: no caso da energia escura, o evento deve ter sido algo na própria estrutura do espaço-tempo, algum limite crítico que foi atingido. Quanto a qual era esse limite, não temos ideia. Pode ter sido algo totalmente além de nossa compreensão.
Podemos estar a décadas de compreender a energia escura, embora uma série de novos telescópios dedicados e programas de observação procurem desvendar o mistério nos próximos anos. Como no caso da busca por uma teoria quântica da gravidade, pode muito bem ser necessário alguém do intelecto de Einstein para juntar todos os fios e finalmente entender a energia escura. No entanto, por falar em Einstein, a energia escura parece assemelhar-se à sua infame “constante cosmológica”, que era basicamente um truque matemático que Einstein aplicou para eliminar o Universo em expansão – que Einstein não aceitou – de suas equações. Mais tarde, percebendo seu erro, Einstein chamou-o de o maior erro de sua vida.
Por seus papéis na liderança das observações de supernovas Tipo Ia, que resultaram na descoberta da energia escura, os astrônomos Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt e Adam G. Riess receberam o Prêmio Nobel de Física em 2011.
Resumindo: uma supernova é a explosão cataclísmica de uma estrela no final de sua vida. As explosões de supernovas vêm em diferentes tipos, mas todas podem emitir mais energia em alguns segundos do que o nosso sol durante toda a sua vida. Algumas supernovas ofuscam uma galáxia inteira por um breve período.
Publicado em 14/11/2020 10h26
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