Como Explodem as Estrelas? — Parte II

A supernova 2011dh, na galáxia Messier 51, no dia 7 de Junho de 2011. Esta supernova resultou do colapso gravitacional de uma estrela maciça. Crédito: Faulkes Telescope Project /FTN/Gain Lee.

A supernova SN 2011dh, descoberta há 4 anos na galáxia Messier 51, foi de um tipo designado por II (dois). Os astrónomos conseguem identificar facilmente supernovas deste tipo pois o seu espectro é caracterizado numa fase inicial por fortes linhas de absorção de hidrogénio. Estas supernovas resultam do colapso gravitacional do núcleo de estrelas muito maciças (mais de 8 massas solares). Na década de 80 do século passado, os astrónomos descobriram que havia supernovas que, apesar de não terem linhas de hidrogénio nos seus espectros, tinham origem no mesmo processo físico. Por uma questão de coerência os astrónomos classificaram-nas de supernovas de tipos Ib (sem linhas de hidrogénio, mas com linhas de hélio) e Ic (nem linhas de hidrogénio nem de hélio). Dito de outra forma, as supernovas de tipo Ia resultam da explosão termonuclear de anãs brancas, como descrevi num artigo anterior desta série, e as de tipos Ib, Ic e II resultam do colapso gravitacional de núcleos de estrelas maciças.

Caracterização espectral dos diferentes tipos de supernova. As supernovas de colapso gravitacional podem (II) ou não (Ib, Ic) apresentar linhas espectrais de hidrogénio. As últimas distinguem-se do tipo Ia por outras características espectrais, nomeadamente a ausência de linhas intensas de silício. Crédito: Swinburne University of Technology.
Espectros de 4 supernovas de tipos (de cima para baixo) Ia, II, Ic e Ib. O espectro da supernova de tipo II SN 1992H, é rico em linhas de hidrogénio (H), o da SN 1998dt apresenta linhas de hélio (He) e o da SN 1994I não apresenta linhas nem de hidrogénio nem de hélio. Os 3 espectros são muito diferentes do espectro da SN 1994D, de tipo Ia. Fonte:http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/snovcn.html

Durante a sua vida, uma estrela maciça mantém um equilíbrio precário entre a gravidade, que tenta contraí-la, e a pressão do plasma aquecido a elevadas temperaturas pelas reacções de fusão nuclear, que tenta dispersá-la. Para tal a estrela recorre à fusão de vários elementos diferentes no seu núcleo: o hidrogénio, durante a sequência principal, depois o hélio, o carbono, o néon, o oxigénio, o silício, etc. De cada vez que um destes combustíveis nucleares acaba, o núcleo contrai-se, a temperatura aumenta até que, eventualmente, se inicia a fusão do combustível seguinte. Por outro lado, a fusão dos sucessivos combustíveis nucleares dura cada vez menos tempo.

A estrutura em camadas de uma estrela com 25 massas solares no final da sua vida. O tamanho das camadas não está representado de forma realista. Em geral, a dimensão das camadas diminui rapidamente à medida que se progride para o interior da estrela. O quadro mostra o tempo que a estrela passou a realizar a fusão de cada elemento. A fusão de elementos mais complexos requer temperaturas mais elevadas, o que explica em parte o aumento da velocidade das reacções nucleares. Crédito: A. C. Phillips, The Physics of Stars, 2nd Edition, Wiley, 1999. Fonte: http://large.stanford.edu/courses/2008/ph204/deaconu1/images/f3big.png

Esta sequência de reacções continua até que, mesmo antes de iniciar a fusão do silício, a nossa estrela apresenta uma estrutura estratificada em várias camadas. A estratificação resulta da temperatura, densidade e composição do material contido nos vários pontos da estrela e define as reacções de fusão que aí podem ocorrer. Assim, da periferia para o centro temos: hidrogénio inerte, fusão do hidrogénio em hélio, fusão do hélio em carbono, etc. Na zona central do núcleo da estrela, a fusão do silício realiza-se em apenas alguns dias. Por comparação a estrela passa vários milhões de anos na sequência principal transformando hidrogénio em hélio. O produto da fusão do silício é o níquel (um seu isótopo radioactivo, o níquel-56, que depressa decai em cobalto-56, também este radioactivo, que finalmente decai no núcleo de ferro-56, muito estável). Rapidamente forma-se uma “cinza” de níquel, cobalto e ferro no núcleo da estrela. Quando a fusão do silício termina, a estrela tenta em desespero utilizar estes núcleos para desencadear a próxima sequência de reacções nucleares, mas o seu destino está já traçado. De facto, a fusão dos núcleos do grupo do níquel em núcleos mais maciços absorve energia em vez de a libertar. Sem energia para a sustentar, a zona mais interior do núcleo da estrela começa a contrair-se sobre o seu próprio peso.

A contracção é muito rápida, e a certa altura a temperatura e a densidade são tão elevadas que os electrões livres começam a ser capturados pelos protões nos núcleos atómicos, formando neutrões e uma primeira vaga de neutrinos, uma partícula esquiva que atravessa rapidamente a estrela transportando uma grande quantidade de energia. Por outro lado, a cada vez mais intensa radiação gama começa a dissociar os núcleos atómicos transformando-os em núcleos de hélio. Ambos estes processos retiram do núcleo uma parte substancial da energia livre aumentando ainda mais o seu desequilíbrio energético e acelerando o colapso. Tudo isto se passa numa fracção de segundo enquanto o resto da estrela continua a realizar a fusão nuclear nas várias camadas, de forma sustentada, e sem suspeitar do fim que se aproxima.

O colapso gravitacional do núcleo de uma estrela maciça acontece numa fracção de segundo. com a formação de uma estrela de neutrões ultra-quente e a formação de duas vagas de neutrinos em quantidades inimagináveis. A onda de choque resultante do colapso acaba por se propagar ao resto da estrela, destruindo-a. Crédito: Steven Simpson, Sky&Telescope.

A falência energética do núcleo faz com que este se contraia agora violentamente, a uma velocidade que atinge cerca de 70 mil km/s (23% da velocidade da luz)! A contracção é interrompida, se o núcleo não for demasiado maciço, quando o material atinge a densidade de um núcleo atómico. Nestas condições, os neutrões previamente formados, e que constituem agora a maior parte do material no núcleo, exercem uma pressão degenerada (semelhante à pressão degenerada dos electrões que estabiliza as anãs brancas, mas muito mais intensa) que impede que o material seja mais comprimido, formando-se uma espécie de núcleo atómico gigante com cerca de 20–30 quilómetros de diâmetro — uma estrela de neutrões. Nesta fase, o núcleo atinge temperaturas na ordem dos 100 mil milhões de Kelvin. A interrupção do colapso gera também uma onda de choque que inicia a sua propagação para o exterior.

Esta simulação 3D do colapso gravitacional do núcleo de uma estrela reflete o estado-da-arte na área. Estas simulações são extremamente complexas e requerem a utilização dos maiores super-computadores existentes. A estrela de neutrões é visível como uma pequena esfera no centro da imagem. A simulação mostra a formação da onda de choque e a sua amplificação pela turbulência no plasma. Crédito: F. Hanke et. al. 2013. Fonte: https://www.youtube.com/watch?v=2RxIwtxdEnQ

A energia libertada pela formação da estrela de neutrões é transformada numa segunda vaga de neutrinos e anti-neutrinos que atravessam a estrela com facilidade transportando a maior parte da energia libertada no colapso gravitacional. No seu percurso em direcção à superfície, os neutrinos depositam uma pequena fracção da sua energia nas camadas de plasma adjacentes ao núcleo energizando a onda de choque que irrompe pela estrela e irá eventualmente destruí-la. O movimento da onda de choque comprime fortemente o material a partir da camada de silício, elevando a temperatura. Nestas condições dá-se um conjunto de reacções de fusão designadas por “nucleossíntese explosiva” em que são formados elementos químicos entre o silício e o níquel. Concorrentemente, num outro conjunto de reacções, denominadas por “processo r”, alguns destes núcleos atómicos engordam rapidamente capturando neutrões livres, produzindo pequenas quantidades de elementos químicos com números atómicos superiores ao do ferro e do níquel. O ouro no seu anel, pulseira ou colar, foi formado por este processo durante a explosão de uma supernova.

Uma experiência com os lasers mais potentes do mundo permite recriar em laboratório a física da onda de choque que destrói a estrela numa supernova. Os filamentos complexos são devidos a turbulência no plasma. Crédito: National Ignition Facility/Lawrence Livermore National Laboratory.

É espantoso notar que os neutrinos produzidos através da captura de electrões pelos protões e, depois, durante o arrefecimento rápido da recém-formada estrela de neutrões, transportam cerca de 99% da energia total de uma supernova de colapso gravitacional. Por outras palavras, a energia da radiação que observamos e a energia necessária para ejectar as camadas exteriores da estrela para o espaço corresponde a apenas 1% do total libertado pela supernova! A onda de choque só atinge a superfície algumas horas depois dos neutrinos formados no colapso terem por ela passado. Quando finalmente atinge a superfície, a supernova é visível pela primeira vez como um intenso “flash” de luz ultravioleta, seguido do aumento de brilho no visível a que estamos habituados.

A supernova 1987A, na Grande Nuvem de Magalhães, atingiu a magnitude 3 no seu pico de brilho e foi visível a olho nu. Crédito: Akira Fujii e David Malin.

Este cenário para o colapso gravitacional de uma estrela, previsto pelos teóricos há décadas, foi confirmado de forma espectacular naquela que foi, sem dúvida, uma das descobertas mais importantes da ciência no século XX. No dia 23 de Fevereiro de 1987, às 7 horas e 35 minutos, tempo universal, três detectores de neutrinos: o Kamiokande II no Japão, o IMB nos Estados Unidos e o Baksan na ex-União Soviética — detectaram no total 24 anti-neutrinos durante um intervalo ligeiramente inferior a 13 segundos. Tratava-se de um fluxo anormal de anti-neutrinos muito energéticos, num curto intervalo de tempo e originários da mesma posição no céu. Eram provenientes do colapso do núcleo de uma supernova, mas na altura ninguém fez essa associação. No Chile e na Austrália, 3 horas depois, a luz da supernova 1987A, como viria a ser conhecida, foi detectada em placas fotográficas que só viriam a ser examinadas posteriormente. A descoberta oficial deu-se já no dia 24 de Fevereiro por Ian Shelton e Oscar Duhalde, a partir do Observatório de Las Campanas, no Chile, e por Albert Jones, na Nova Zelândia. Os neutrinos tinham viajado até nós directamente do núcleo de uma supergigante azul, designada por Sanduleak -69° 202a, na Grande Nuvem de Magalhães, desde o momento do seu colapso gravitacional. Foi a primeira, e até agora a única, observação directa dos primeiros segundos do inferno de uma supernova.

A supernova 1987A (estrela brilhante no canto inferior direito) junto à Nebulosa da Tarântula, uma região gigante de formação estelar na Grande Nuvem de Magalhães.

Uma versão deste artigo foi publicada no blog AstroPT.