A Detecção de Cobalto-57 no Remanescente de uma Supernova e as suas Implicações

Uma equipa de astrónomos, que inclui Adam Riess, laureado com o Prémio Nobel da Física em 2011, detectou pela primeira vez sinais do decaimento radioactivo do isótopo Cobalto-57 no remanescente de uma supernova de tipo Ia, resultado da explosão termonuclear de uma anã branca. Estas supernovas produzem grande quantidade do isótopo radioactivo Níquel-56, que decai rapidamente (vida média de 6 dias) em Cobalto-56, que por sua vez decai (vida média de 77 dias) no isótopo estável Ferro-56 [nota: a vida média de um isótopo radioactivo é o tempo necessário para que metade dos átomos de uma amostra decaiam. O decaimento em si é um processo quântico, aleatório.]. Esta cascata de decaimentos radioactivos é responsável pela maior parte do brilho pós-explosão da supernova.

A supernova SN2012cg na galáxia NGC4424, na constelação da Virgem, próxima do pico de brilho. Crédito: Pedro Ré.

No entanto, cálculos detalhados das reacções que ocorrem na fusão explosiva do carbono, o evento que despoleta este tipo de supernova, sugeriam que, se a anã branca tivesse uma massa suficientemente elevada, formar-se-ia também uma quantidade significativa de Cobalto-57, um outro isótopo radioactivo do Cobalto com uma vida média mais longa de 270 dias. A quantidade de Cobalto-57 sintetizada é muito sensível à massa da anã branca; uma pequena variação na massa aumenta significativamente a densidade interna da estrela, facilitando as reacções específicas que dão origem ao isótopo. Por exemplo, uma diferença de apenas 0.3 massas solares, entre duas anãs brancas de 1.1 e 1.4 massas solares, corresponde a uma densidade nuclear 100 vezes superior.

A curva de luz da supernova SN2012cg no visível (quadrados pretos com barras de erro) entre os 570 e 1055 dias após o pico de brilho, comparada com três modelos distintos: (1) só com Cobalto-56 a contribuir para a iluminação do remanescente (linha negra com banda cinza); (2) Cobalto-56 e Cobalto-57 a contribuir para a iluminação com anã branca em sistema binário com estrela normal (linha púrpura tracejada); (3) Cobalto-56 e Cobalto-57 a contribuir para a iluminação com a supernova resultante da colisão entre duas anãs brancas num sistema binário (linha laranja tracejada). É evidente o excesso de luminosidade relativo ao modelo (1) logo a partir dos 650 dias. Algum tempo depois as observações mostram que o modelo (2) oferece a melhor concordância com as observações. Crédito: Graur et al..

A equipa utilizou o Telescópio Espacial Hubble para observar o brilho da supernova de tipo Ia SN2012cg, que apareceu na em Maio de 2012 na galáxia NGC4424 na constelação da Virgem, até quase 3 anos após a explosão. Por esta altura, quase todo o Niquel-56 e Cobalto-56 gerados na explosão haviam decaído em Ferro-56, deixando de contribuir significativamente para a iluminação do remanescente. No entanto, os astrónomos observaram um brilho acima do normal que condizia perfeitamente com modelos em que o remanescente nessa fase estivesse a ser energizado pelo decaimento radioactivo de Cobalto-57, cuja vida média de 270 dias, relembro, é bem superior aos 77 dias do Cobalto-56. A presença do Cobalto-57 mostra que a anã branca que explodiu dando origem à SN2012cg tinha de ser muito maciça, próxima do Limite de Chandrasekhar, e que provavelmente atingiu essa massa capturando material de uma estrela normal num sistema binário.

(Referência: Graur et al., LATE-TIME PHOTOMETRY OF TYPE IA SUPERNOVA SN 2012CG REVEALS THE RADIOACTIVE DECAY OF 57CO)


As estrelas semelhantes ao Sol, ou mesmo um pouco mais maciças, terminam as suas vidas projectando as suas camadas mais exteriores para o espaço, devido a instabilidades internas, deixando para trás um núcleo quente formado por átomos de carbono e oxigénio previamente sintetizados na estrela. A este núcleo, que tem no máximo 1.4 vezes a massa do Sol — um valor designado por Limite de Chandrasekhar — , e é aproximadamente do tamanho da Terra, dá-se o nome de “anã branca”. Os átomos de carbono e oxigénio numa anã branca encontram-se compactados tanto quanto é permitido pelas leis da mecânica quântica, nomeadamente o Princípio de Pauli, tornando a anã estável. A densidade do material é enorme: 1 centímetro cúbico pesa cerca de 1 tonelada! As anãs brancas isoladas são inertes e estão condenadas a arrefecer gradualmente ao longo de milhares de milhões de anos, até se tornarem invisíveis, tal qual uma brasa a apagar-se.

No entanto, desde há muitos anos que os astrónomos suspeitam que anãs brancas em sistemas binários, e.g., uma estrela normal e uma anã branca orbitando um centro de gravidade comum, podem ter um destino diferente se as condições certas se proporcionarem. A interacção das duas estrelas pode desencadear a ignição da fusão explosiva (descontrolada) do carbono, provocando uma explosão termonuclear que destrói por completo a estrela, mas não sem antes sintetizar muitos novos elementos a partir da matéria prima de carbono e oxigénio. Esta explosão é designada de supernova e é de um tipo especial conhecido por Ia (um-a). Segundo a teoria, todas as supernovas de tipo Ia resultam da explosão termonuclear de anãs brancas.

Um possível cenário para a evolução de uma anã branca num sistema binário até à ignição da fusão explosiva do carbono e a consequente supernova de tipo Ia.

Numa fracção de segundo, a fusão explosiva do carbono processa parte do material da anã, formando uma percentagem significativa de uma massa solar de Níquel-56 (um isótopo radioactivo do Níquel). O Níquel-56 decai rapidamente em Cobalto-56 (um isótopo radioactivo do Cobalto), que por sua vez decai, mais lentamente, em Ferro-56 (um isótopo estável do Ferro). A radiação gama libertada nestes decaimentos radioactivos, é a principal fonte de energia que mantém a supernova tão brilhante e visível durante muitos meses. Esta teoria foi corroborada em 2014 com a observação de raios gama provenientes dos decaimentos do Níquel-56 em Cobalto-56 e do Cobalto-56 em Ferro-56 na supernova SN2014J, na galáxia Messier 82, na Ursa Maior, com observações realizadas pelo telescópio de raios gama INTEGRAL, da ESA.

A supernova SN2014J na galáxia Messier 82. Fotografia obtida pelo Telescópio Espacial Hubble.
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