23.3: Observações da supernova

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva as características observadas da SN 1987A antes e depois da supernova
• Explique como as observações de várias partes do evento SN 1987A ajudaram a confirmar teorias sobre supernovas

As supernovas foram descobertas muito antes de os astrônomos perceberem que esses cataclismos espetaculares marcam a morte de estrelas (veja a caixa Supernovas na História abaixo). A palavra nova significa “nova” em latim; antes dos telescópios, quando uma estrela muito escura para ser vista a olho nu surgiu repentinamente em uma explosão brilhante, observadores concluíram que deveria ser uma estrela totalmente nova. Os astrônomos do século XX reclassificaram as explosões com maior luminosidade como supernovas.

A partir de registros históricos de tais explosões, de estudos dos remanescentes de supernovas em nossa galáxia e de análises de supernovas em outras galáxias, estimamos que, em média, uma explosão de supernova ocorre em algum lugar da Via Láctea a cada 25 a 100 anos. Infelizmente, no entanto, nenhuma explosão de supernova foi observada em nossa galáxia desde a invenção do telescópio. Ou tivemos um azar excepcional ou, mais provavelmente, explosões recentes ocorreram em partes da Galáxia onde a poeira interestelar impede que a luz chegue até nós.

SUPERNOVAS NA HISTÓRIA

Embora muitas explosões de supernovas em nossa própria galáxia tenham passado despercebidas, algumas foram tão espetaculares que foram claramente vistas e registradas por observadores do céu e historiadores da época. Podemos usar esses registros, que remontam a dois milênios, para nos ajudar a identificar onde estavam as estrelas explodindo e, portanto, onde procurar seus remanescentes hoje.

A supernova mais dramática foi observada no ano 1006. Ele apareceu em maio como um ponto de luz brilhante visível durante o dia, talvez 100 vezes mais brilhante que o planeta Vênus. Era brilhante o suficiente para projetar sombras no chão durante a noite e foi gravado com admiração e medo por observadores em toda a Europa e Ásia. Ninguém tinha visto nada parecido antes; astrônomos chineses, notando que era um espetáculo temporário, o chamaram de “estrela convidada”.

Os astrônomos David Clark e Richard Stephenson vasculharam registros de todo o mundo para encontrar mais de 20 relatos da supernova 1006 (SN 1006) (Figura\(\PageIndex{1}\)). Isso permitiu que eles determinassem com certa precisão onde ocorreu a explosão no céu. Eles o colocam na constelação moderna do Lúpus; mais ou menos na posição que eles determinaram, encontramos um remanescente de supernova, agora bastante fraco. Pela forma como seus filamentos estão se expandindo, parece ter cerca de 1000 anos.

Figura\(\PageIndex{1}\) Supernova 1006 Remnant. Esta imagem composta da SN 1006 do Observatório de Raios X Chandra mostra os raios X vindos do remanescente em azul, luz visível em branco-amarelo e emissão de rádio em vermelho.

Outra estrela convidada, agora conhecida como SN 1054, foi claramente registrada nos registros chineses em julho de 1054. O remanescente dessa estrela é um dos objetos mais famosos e mais bem estudados no céu, chamado de Nebulosa do Caranguejo (Figura\(23.4.1\) na Seção 23.4). É um objeto maravilhosamente complexo, que tem sido fundamental para entender a morte de estrelas massivas. Quando sua explosão foi vista pela primeira vez, estimamos que ela era quase tão brilhante quanto o planeta Júpiter: nem de longe tão deslumbrante quanto o evento 1006, mas ainda assim bastante dramática para quem acompanhou objetos no céu. Outra supernova mais fraca foi vista em 1181.

A próxima supernova tornou-se visível em novembro de 1572 e, sendo mais brilhante que o planeta Vênus, foi rapidamente vista por vários observadores, incluindo o jovem Tycho Brahe (veja Órbitas e Gravidade). Suas medições cuidadosas da estrela ao longo de um ano e meio mostraram que ela não era um cometa ou algo na atmosfera da Terra, pois não se movia em relação às estrelas. Ele deduziu corretamente que deve ser um fenômeno pertencente ao reino das estrelas, não do sistema solar. O remanescente da Supernova de Tycho (como agora é chamada) ainda pode ser detectado em muitas bandas diferentes do espectro eletromagnético.

Para não ficar para trás, Johannes Kepler, herdeiro científico de Tycho Brahe, encontrou sua própria supernova em 1604, agora conhecida como Supernova de Kepler (Figura\(23.2.3\) na Seção 23.2). Mais fraco que o de Tycho, no entanto, permaneceu visível por cerca de um ano. Kepler escreveu um livro sobre suas observações que foi lido por muitos interessados nos céus, incluindo Galileu.

Nenhuma supernova foi detectada em nossa galáxia nos últimos 300 anos. Como a explosão de uma supernova visível é um evento casual, não há como dizer quando a próxima pode ocorrer. Em todo o mundo, dezenas de astrônomos profissionais e amadores ficam atentos às “novas” estrelas que aparecem da noite para o dia, na esperança de serem os primeiros a avistar a próxima estrela convidada em nosso céu e fazer um pouco de história eles mesmos.

Em seu brilho máximo, as supernovas mais luminosas têm cerca de 10 bilhões de vezes a luminosidade do Sol. Por um breve período, uma supernova pode ofuscar toda a galáxia em que aparece. Após o brilho máximo, a luz da estrela desaparece e desaparece da visibilidade telescópica em alguns meses ou anos. No momento de suas explosões, as supernovas ejetam material a velocidades típicas de 10.000 quilômetros por segundo (e velocidades o dobro das observadas). Uma velocidade de 20.000 quilômetros por segundo corresponde a cerca de 45 milhões de milhas por hora, realmente uma indicação de grande violência cósmica.

As supernovas são classificadas de acordo com a aparência de seus espectros, mas neste capítulo, vamos nos concentrar nas duas principais causas das supernovas. As supernovas do tipo Ia são inflamadas quando muito material é despejado em anãs brancas degeneradas (Figura\(\PageIndex{2}\)); essas supernovas serão discutidas posteriormente neste capítulo. Por enquanto, continuaremos nossa história sobre a morte de estrelas massivas e nos concentraremos nas supernovas do tipo II, que são produzidas quando o núcleo de uma estrela massiva colapsa.

Figura\(\PageIndex{2}\) Supernova 2014J. Esta imagem da supernova 2014J, localizada em Messier 82 (M82), também conhecida como galáxia Cigar, foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble e está sobreposta a uma imagem em mosaico da galáxia também feita com o Hubble. O evento da supernova é indicado pela caixa e pela inserção. Essa explosão foi produzida por uma supernova do tipo Ia, que teoriza-se ser desencadeada em sistemas binários que consistem em uma anã branca e outra estrela — e poderia ser uma segunda anã branca, uma estrela como o nosso Sol ou uma estrela gigante. Esse tipo de supernova será discutido mais adiante neste capítulo. A uma distância de aproximadamente 11,5 milhões de anos-luz da Terra, essa é a supernova mais próxima do tipo Ia descoberta nas últimas décadas. Na imagem, você pode ver plumas avermelhadas de hidrogênio vindas da região central da galáxia, onde um número considerável de estrelas jovens estão nascendo.

Supernova 1987 A

Nossas informações mais detalhadas sobre o que acontece quando uma supernova do tipo II ocorre vêm de um evento observado em 1987. Antes do amanhecer de 24 de fevereiro, Ian Shelton, astrônomo canadense trabalhando em um observatório no Chile, retirou uma placa fotográfica do desenvolvedor. Duas noites antes, ele havia iniciado um levantamento da Grande Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia que é uma das vizinhas mais próximas da Via Láctea no espaço. Onde ele esperava ver apenas estrelas fracas, ele viu uma grande mancha brilhante. Preocupado com o fato de sua fotografia ter falhas, Shelton saiu para ver a Grande Nuvem de Magalhães... e viu que um novo objeto havia realmente aparecido no céu (veja a Figura\(\PageIndex{3}\)). Ele logo percebeu que havia descoberto uma supernova, que podia ser vista a olho nu, mesmo estando a cerca de 160.000 anos-luz de distância.

Figura Telescópio Espacial\(\PageIndex{3}\) Hubble Imagem do SN 1987A.O remanescente da supernova com seus anéis vermelhos internos e externos de material está localizado na Grande Nuvem de Magalhães. Esta imagem é uma composição de várias imagens tiradas em 1994, 1996 e 1997 — cerca de uma década após a primeira observação da supernova 1987A.

Agora conhecida como SN 1987A, por ser a primeira supernova descoberta em 1987, essa brilhante recém-chegada ao céu austral deu aos astrônomos a primeira oportunidade de estudar a morte de uma estrela relativamente próxima com instrumentos modernos. Foi também a primeira vez que astrônomos observaram uma estrela antes de ela se tornar uma supernova. A estrela que explodiu havia sido incluída em pesquisas anteriores da Grande Nuvem de Magalhães e, como resultado, sabemos que a estrela era uma supergigante azul pouco antes da explosão.

Ao combinar teoria e observações em diferentes comprimentos de onda, os astrônomos reconstruíram a história de vida da estrela que se tornou a SN 1987A. Formado há cerca de 10 milhões de anos, originalmente tinha uma massa de cerca de 20\(M_{\text{Sun}}\). Durante 90% de sua vida, ele viveu silenciosamente na sequência principal, convertendo hidrogênio em hélio. Nessa época, sua luminosidade era cerca de 60.000 vezes a do Sol (\(L_{\text{Sun}}\)), e seu tipo espectral era O. Quando o hidrogênio no centro da estrela se esgotou, o núcleo se contraiu e acabou ficando quente o suficiente para fundir o hélio. Nessa época, a estrela era uma supergigante vermelha, emitindo cerca de 100.000 vezes mais energia que o Sol. Nesse estágio, a estrela perdeu parte de sua massa.

Figura\(\PageIndex{4}\) Anel em torno da Supernova 1987A. Essas duas imagens mostram um anel de gás expelido há cerca de 30.000 anos, quando a estrela que explodiu em 1987 era uma gigante vermelha. A supernova, que foi escurecida artificialmente, está localizada no centro do anel. A imagem à esquerda foi tirada em 1997 e a imagem à direita em 2003. Observe que o número de pontos brilhantes aumentou de 1 para mais de 15 nesse intervalo de tempo. Esses pontos ocorrem onde gás de alta velocidade ejetado pela supernova e movendo-se a milhões de quilômetros por hora atingiu o anel e explodiu nele. A colisão aqueceu o gás no anel e fez com que ele brilhasse mais intensamente. O fato de vermos pontos individuais sugere que o material ejetado pela supernova está primeiro atingindo colunas de gás estreitas e projetadas para dentro do anel aglomerado. Os pontos quentes são os primeiros sinais de uma colisão dramática e violenta entre o material novo e o antigo, que continuará nos próximos anos. Ao estudar esses pontos brilhantes, os astrônomos podem determinar a composição do anel e, portanto, aprender sobre os processos nucleares que constroem elementos pesados dentro de estrelas massivas.

Esse material perdido foi realmente detectado por observações com o Telescópio Espacial Hubble (Figura\(\PageIndex{4}\)). O gás lançado para o espaço pela explosão subsequente da supernova está atualmente colidindo com o material que a estrela deixou para trás quando era uma gigante vermelha. Quando os dois colidem, vemos um anel brilhante.

A fusão de hélio durou apenas cerca de 1 milhão de anos. Quando o hélio se esgotou no centro da estrela, o núcleo se contraiu novamente, o raio da superfície também diminuiu e a estrela se tornou uma supergigante azul com uma luminosidade ainda quase igual a 100.000\(L_{\text{Sun}}\). Isso é o que ainda parecia do lado de fora quando, após breves períodos de fusão adicional, atingiu a crise de ferro que discutimos anteriormente e explodiu.

Alguns estágios-chave da evolução da estrela que se tornou SN 1987A, incluindo aqueles após a exaustão de hélio, estão listados na Tabela. Embora não esperemos que você se lembre desses números, observe os padrões na tabela: cada estágio da evolução acontece mais rapidamente do que o anterior, a temperatura e a pressão no núcleo aumentam e elementos progressivamente mais pesados são a fonte de energia de fusão. Depois que o ferro foi criado, o colapso começou. Foi um colapso catastrófico, durando apenas alguns décimos de segundo; a velocidade de queda na porção externa do núcleo de ferro atingiu 70.000 quilômetros por segundo, cerca de um quarto da velocidade da luz.

Tabela\(\PageIndex{1}\): Evolução da estrela que explodiu como SN 1987A

Estágio	Temperatura central (K)	Densidade central (g/cm ^3)	Tempo gasto nesta fase
fusão de hidrogênio	40 × 10 ^6	5	8 × 10 ^6 anos
Fusão de hélio	190 × 10 ^6	970	10 ^6 anos
Fusão de carbono	870 × 10 ^6	170.000	2000 anos
Fusão de néon	1,6 × 10 ^9	3,0 × 10 ^6	6 meses
Fusão de oxigênio	2,0 × 10 ^9	5,6 × 10 ^6	1 ano
fusão de silício	3,3 × 10 ^9	4,3 × 10 ^7	Dias
Colapso do núcleo	200 × 10 ^9	2 × 10 ^14	Décimos de segundo

Enquanto isso, quando o núcleo estava passando por sua última catástrofe, as camadas externas de néon, oxigênio, carbono, hélio e hidrogênio da estrela ainda não sabiam do colapso. Informações sobre o movimento físico de diferentes camadas viajam através de uma estrela na velocidade do som e não podem atingir a superfície nos poucos décimos de segundo necessários para que o colapso do núcleo ocorra. Assim, as camadas superficiais de nossa estrela ficaram suspensas brevemente, como um personagem de desenho animado que cai da beira de um penhasco e fica momentaneamente no espaço antes de perceber que não está mais preso a nada.

O colapso do núcleo continuou até que as densidades subiram várias vezes a de um núcleo atômico. A resistência a um novo colapso tornou-se tão grande que o núcleo se recuperou. O material que caiu correu para a “parede de tijolos” do núcleo em recuperação e foi lançado para fora com uma grande onda de choque. Os neutrinos saíram do núcleo, ajudando a onda de choque a destruir a estrela. O choque atingiu a superfície da estrela algumas horas depois, e a estrela começou a se iluminar na supernova que Ian Shelton observou em 1987.

Figura\(\PageIndex{5}\) Mudança no brilho do SN 1987A ao longo do tempo. Observe como a taxa de declínio da luz da supernova diminuiu entre os dias 40 e 500. Durante esse período, o brilho foi principalmente devido à energia emitida por elementos radioativos recém-formados (e em rápida decomposição). Lembre-se de que as magnitudes são uma medida inversa do brilho: quanto maior a magnitude, mais escuro o objeto fica.

A síntese de elementos pesados

As variações no brilho do SN 1987A nos dias e meses após sua descoberta, mostradas na Figura\(\PageIndex{5}\), ajudaram a confirmar nossas ideias sobre a produção de elementos pesados. Em um único dia, a estrela aumentou em brilho por um fator de cerca de 1000 e tornou-se visível sem um telescópio. A estrela então continuou a aumentar lentamente em brilho até atingir aproximadamente o mesmo brilho aparente das estrelas da Ursa Menor. Até cerca do dia 40 após a explosão, a energia irradiada foi produzida pela própria explosão. Mas então o SN 1987A não continuou a desaparecer, como poderíamos esperar que a luz da explosão diminuísse. Em vez disso, o SN 1987A permaneceu brilhante quando a energia de elementos radioativos recém-criados entrou em ação.

Um dos elementos formados na explosão de uma supernova é o níquel radioativo, com massa atômica de 56 (ou seja, o número total de prótons mais nêutrons em seu núcleo é 56). O níquel-56 é instável e muda espontaneamente (com meia-vida de cerca de 6 dias) para cobalto-56. (Lembre-se de que meia-vida é o tempo necessário para que metade dos núcleos de uma amostra sofra decaimento radioativo.) O cobalto-56, por sua vez, decai com uma meia-vida de cerca de 77 dias para o ferro-56, que é estável. Os raios gama energéticos são emitidos quando esses núcleos radioativos decaem. Esses raios gama então servem como uma nova fonte de energia para as camadas em expansão da supernova. Os raios gama são absorvidos pelo gás sobrejacente e reemitidos em comprimentos de onda visíveis, mantendo os restos da estrela brilhantes.

Como você pode ver na Figura\(\PageIndex{5}\), os astrônomos observaram o brilho devido aos núcleos radioativos nos primeiros meses após a explosão da supernova e, em seguida, viram a luz extra desaparecer à medida que mais e mais núcleos radioativos decaíam em ferro estável. O aquecimento por raios gama foi responsável por praticamente toda a radiação detectada pelo SN 1987A após o dia 40. Alguns raios gama também escaparam diretamente sem serem absorvidos. Eles foram detectados por telescópios em órbita terrestre nos comprimentos de onda esperados para a decomposição do níquel radioativo e do cobalto, confirmando claramente nosso entendimento de que novos elementos foram de fato formados no cadinho da supernova.

Neutrinos do SN 1987A

Se houvesse algum observador humano na Grande Nuvem de Magalhães há cerca de 160.000 anos, a explosão que chamamos de SN 1987A teria sido um espetáculo brilhante em seus céus. No entanto, sabemos que menos de 1/10 de 1% da energia da explosão apareceu como luz visível. Cerca de 1% da energia foi necessária para destruir a estrela, e o resto foi levado pelos neutrinos. A energia geral nesses neutrinos foi realmente surpreendente. No segundo inicial do evento, como observamos anteriormente em nossa discussão geral sobre supernovas, sua luminosidade total excedeu a luminosidade de todas as estrelas em mais de um bilhão de galáxias. E a supernova gerou essa energia em um volume menor que 50 quilômetros de diâmetro! As supernovas são um dos eventos mais violentos do universo, e sua luz acaba sendo apenas a ponta do iceberg ao revelar quanta energia elas produzem.

Em 1987, os neutrinos do SN 1987A foram detectados por dois instrumentos — que podem ser chamados de “telescópios de neutrinos” — quase um dia inteiro antes das observações de Shelton. (Isso ocorre porque os neutrinos saem da estrela explosiva com mais facilidade do que a luz, e também porque você não precisa esperar até o anoitecer para ter um “vislumbre” deles.) Ambos os telescópios de neutrinos, um em uma mina profunda no Japão e outro sob o Lago Erie, consistem em vários milhares de toneladas de água purificada cercada por várias centenas de detectores sensíveis à luz. Os neutrinos entrantes interagem com a água para produzir pósitrons e elétrons, que se movem rapidamente pela água e emitem luz azul profunda.

Ao todo, 19 neutrinos foram detectados. Como os telescópios de neutrinos estavam no hemisfério norte e a supernova no hemisfério sul, os neutrinos detectados já haviam passado pela Terra e estavam voltando para o espaço quando foram capturados.

Apenas alguns neutrinos foram detectados porque a probabilidade de eles interagirem com a matéria comum é muito, muito baixa. Estima-se que a supernova realmente liberou 1058 neutrinos. Uma pequena fração deles, cerca de 30 bilhões, acabou passando por cada centímetro quadrado da superfície da Terra. Cerca de um milhão de pessoas realmente experimentaram uma interação de neutrinos dentro de seus corpos como resultado da supernova. Essa interação aconteceu com apenas um único núcleo em cada pessoa e, portanto, não teve absolutamente nenhum efeito biológico; passou completamente despercebida por todos os envolvidos.

Como os neutrinos vêm diretamente do coração da supernova, suas energias forneceram uma medida da temperatura do núcleo quando a estrela estava explodindo. A temperatura central era de cerca de 200 bilhões de K, um número impressionante ao qual nenhum análogo terrestre pode trazer muito significado. Com os telescópios de neutrinos, estamos examinando o momento final das histórias de vida de estrelas massivas e observando condições além de toda a experiência humana. No entanto, também estamos vendo indícios inconfundíveis de nossas próprias origens.

Conceitos principais e resumo

Uma supernova ocorre em média uma vez a cada 25 a 100 anos na Via Láctea. Apesar das probabilidades, nenhuma supernova em nossa galáxia foi observada da Terra desde a invenção do telescópio. No entanto, uma supernova próxima (SN 1987A) foi observada em uma galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães. A estrela que evoluiu para se tornar a SN 1987A começou sua vida como uma supergigante azul, evoluiu para se tornar uma supergigante vermelha e voltou a ser uma supergigante azul no momento em que explodiu. Estudos do SN 1987A detectaram neutrinos do colapso do núcleo e confirmaram cálculos teóricos do que acontece durante essas explosões, incluindo a formação de elementos além do ferro. As supernovas são a principal fonte de raios cósmicos de alta energia e podem ser perigosas para qualquer organismo vivo em sistemas estelares próximos.