Anãs Brancas e Supernovas de Tipo Ia

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 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, 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 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. Numa fracção de segundo, a fusão explosiva do carbono processa parte do material da anã, formando uma percentagem significativa de uma massa solar de 56Ni (um isótopo radioactivo do níquel). O 56Ni decai rapidamente em 56Co (um isótopo radioactivo do cobalto), que por sua vez decai, mais lentamente, em 56Fe (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. Pelo menos, essa é a teoria e existem muitas pistas nas observações que corroboram este cenário.

Dia 28 de Agosto, uma equipa de astrónomos publicou na revista Nature um artigo em que reclamam a detecção do primeiro indício directo para este cenário. Os astrónomos seguiram a evolução de uma supernova de tipo Ia que apareceu em Janeiro deste ano, numa galáxia próxima conhecida por Messier 82. As observações foram feitas com o observatório espacial de raios X INTEGRAL, da ESA. Mas afinal, o que é que eles descobriram? 15 dias após a explosão, à medida que o material da estrela se dispersava pelo espaço, a equipa detectou um excesso de raios gama característicos do decaimento radioactivo do 56Ni em 56Co. Este sinal só era esperado mais tarde porque em teoria o 56Ni era sintetizado na região mais central da anã branca e este material só seria visível depois de o das camadas mais exteriores estar suficientemente rarefeito. Esta observação aponta, por exemplo, para a possibilidade da ignição da fusão do carbono ter lugar nas camadas mais exteriores da anã branca. Mais tarde, 5o dias depois da explosão, a equipa detectou um excesso de raios gama característicos do decaimento radioactivo do 56Co em 56Fe. De facto, com estes dados, a equipa calculou a quantidade de 56Co necessária para produzir os raios gama observados. Por sua vez, sabendo a quantidade de 56Co presente foi possível calcular também a quantidade de 56Ni originalmente sintetizada na explosão termonuclear da anã branca e comparar esse valor com o previsto pela teoria. A equipa constatou que os cálculos teóricos estavam em excelente acordo com os valores deduzidos com base nas observações realizadas com o observatório INTEGRAL.

A ciência é fantástica não é?