Suspeita de Roubo Identificada 21 Anos Depois

Em 1993 o astrónomo amador espanhol Francisco Garcia Diaz descobriu acidentalmente uma supernova — a explosão de uma estrela — na galáxia Messier 81, na constelação da Ursa Maior. Devido à relativa proximidade da galáxia, a supernova, à qual foi dado o nome de SN1993J, foi visível mesmo em pequenos telescópios e estudada exaustivamente pelos astrónomos.

A galáxia Messier 81, onde apareceu a supernova SN1993J.

Depois de descoberta uma supernova, a primeira coisa que os astrónomos tentam fazer é determinar que tipo de estrela explodiu. Um tipo de supernova é provocado pela explosão termonuclear de um tipo de estrela pequena e densa chamada de “anã branca”. Outro tipo resulta do colapso gravitacional do núcleo de estrelas maciças e luminosas, que despoleta a explosão do resto da estrela. Quando os astrónomos analisaram o espectro da SN1993J verificaram que se tratava de uma supernova do segundo tipo. No entanto, ao contrário do que seria de esperar, a estrela que explodiu parecia ter muito pouco hidrogénio.

A supernova SN1993J na galáxia Messier 81. Crédito: Canada-France-Hawaii Telescope.

Quase todas as supernovas devidas ao colapso de estrelas maciças ocorrem quando a estrela se encontra numa fase designada de super-gigante vermelha. Nesta fase o núcleo da estrela tem uma estrutura semelhante à de uma cebola, por camadas, com diferentes tipos de elementos — hélio, carbono, néon, oxigénio, silício, ferro. O núcleo é relativamente pequeno e está rodeado de uma camada extensa formada principalmente por hidrogénio, que se estende até à superfície da estrela e é muito rarefeita. As super-gigantes vermelhas são estrelas enormes com centenas de vezes o tamanho do Sol mas a sua superfície é mais fria e por isso avermelhada.

A estrutura semelhante a uma “cebola” do núcleo de uma super-gigante vermelha.

Quando uma estrela destas explode numa supernova o seu espectro mostra claramente a presença de linhas intensas de hidrogénio durante as primeiras semanas, devido às camadas exteriores da estrela ricas nesse gás. Na SN1993J, no entanto, estas linhas do hidrogénio eram fracas e desapareceram ao fim de poucos dias, dando lugar a linhas associadas a elementos sintetizados em camadas mais profundas, à medida que o material da estrela se expandia e se tornava mais transparente.

Por outro lado, imagens pormenorizadas da galáxia tiradas anos antes do aparecimento da supernova permitiram identificar a estrela que explodiu. Tratava-se de uma super-gigante amarela, mais quente e mais pequena do que a super-gigante vermelha que se esperava. Os modelos evolucionários para estrelas simples não conseguiam explicar como uma estrela com essas características poderia explodir. Algum processo externo deveria ser responsável pelo seu aspecto exterior anormal, roubando-lhe parte significativa do hidrogénio das camadas exteriores e tornando-a mais pequena, e mais quente — a sua superfície estaria mais próxima do núcleo. Na altura, alguns astrónomos propuseram uma teoria que explicaria o paradoxo apresentado pela SN1993J, mas seriam necessários 21 anos para termos a demonstração de que a sua ideia estava correcta.

A ideia essencial da teoria consiste no seguinte: a estrela que explodiu faria parte de um sistema binário, com outra estrela quente e maciça. Quando a estrela atingiu a fase de super-gigante vermelha expandiu-se imenso, ficando as suas camadas exteriores à mercê do campo gravitacional da estrela companheira. Esta assimilou boa parte desse material tornando-se ainda mais maciça e quente. Entretanto, a super-gigante vermelha, subtraída de parte das suas camadas exteriores, transformou-se exteriormente numa estrela mais pequena e quente, passando a ser uma super-gigante amarela. Contudo, toda esta actividade externa não afectou o núcleo da estrela que continuou a evoluir até eventualmente o seu núcleo colapsar e dar origem a uma supernova peculiar — com pouco hidrogénio.

A evolução do sistema binário contendo as duas estrelas maciças (1). A estrela que explodiu como a SN1993J evolui para a fase de super-gigante vermelha e a estrela companheira rouba parte das suas camadas exteriores ficando mais maciça e luminosa (2). A super-gigante explode (3). Passados 21 anos, a luz da supernova é suficientemente débil para se poder detectar a radiação ultravioleta proveniente da companheira (4).

Durante muitos anos o brilho intenso da supernova impediu os astrónomos de estudar o local da explosão procurando pela suposta estrela companheira quente e maciça. Por fim, dados obtidos com dois instrumentos do Telescópio Espacial Hubble, a câmara Wide Field Camera 3 (WFC3) e o espectrógrafo Cosmic Origins Spectrograph (COS), permitiram detectar um excesso de radiação ultravioleta precisamente no local onde anteriormente estava a SN1993J.

Imagem da galáxia Messier 81 mostrando a posição da SN1993J. Crédito: NASA, ESA, and Z. Levay (STScI).

Este excesso de radiação ultravioleta não pode ser devido à supernova, cujo material já arrefeceu muito em 21 anos, nem existem estrelas próximas suficientemente quentes. A única explicação consistente com o excesso observado é a existência de uma estrela muito quente e maciça numa posição coincidente com a da supernova. Os dados obtidos com o Hubble mostram que esta estrela é uma super-gigante azul, tão maciça e quente que a maior parte da radiação que emite é na região dos ultravioletas. Observações subsequentes nos próximos anos, à medida que a luz da supernova diminui ainda mais deverão permitir detectar directamente a estrela, a ladra que os astrónomos procuravam há 21 anos!

A companheira da estrela que explodiu como uma supernova (no centro) e o echo de luz da explosão (arco parcial que a rodeia). Crédito: ESA and Justyn R. Maund (University of Cambridge).

(Fonte: Hubble, Hubble)

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