Supernovas são explosões de grandes estrelas ou de anãs brancas que canibalizam uma estrela companheira e que podem gerar buracos negros ou estrelas de nêutrons. O brilho dessas explosões é tão intenso que pode superar a luminosidade de uma galáxia inteira.
Grandes estrelas, com massas 8 vezes (ou mais) a massa do Sol (), contrabalançam a pressão gravitacional com a pressão de radiação proveniente da reação de fusão de elementos químicos. Numa primeira fase, núcleos de Hidrogênio se fundem formando Hélio que, por sua vez, se combinam para formar o carbono e assim por diante, até chegar ao Ferro. Aqui o processo cessa, pois a fusão de núcleos de Ferro absorve ao invés de liberar energia. Neste ponto, o núcleo da estrela extremamente massivo colapsa gravitacionalmente.
No colapso, a compressão gravitacional eleva a temperatura do material (fermiônico – nêutrons, neutrinos, prótons e elétrons) para mais de 100 bilhões de Kelvin! Graças à repulsão da força de Fermi, parte do material que ainda colapsa, rebate numa onda de choque poderosa. Devido à enorme produção de neutrinos e nêutrons na onda de choque, formam-se elementos químicos mais pesados do que o Ferro (e até radioativos como o Urânio). A energia cinética da onda de choque é tamanha que supera a velocidade de escape e a estrela explode liberando no espaço enorme quantidade de matéria e radiação. A explosão é a supernova.
Se a massa da estrela progenitora da supernova estiver entre cerca de 8 e 25 massas solares, o corpo celeste remanescente será uma estrela de nêutrons. Para massas maiores, o núcleo que colapsa atingirá o limite do raio de Schwarzschild (que depende da massa) e o corpo remanescente será um buraco negro.
Se o núcleo da estrela que colapsa contém Hidrogênio, a supernova é chamada de tipo II, se não contém Hidrogênio é do tipo Ib e, se não contém nem Hidrogênio e nem Hélio, é do tipo Ic. E a supernova do tipo Ia ? Bem, ela está associada a estrelas bem menores – as anãs brancas.
Figura 1 – A pequena anã branca Sirius B ao lado da brilhante Sirius A (imagem feita pelo telescópio Hubble). Ela é a anã branca mais próxima do Sol, está a 8,6 anos luz de distância e sua nebulosa planetária já se dissipou. Nosso Sol se tornará uma anã branca daqui há alguns bilhões de anos. b) A nebulosa da Hélice é a mais próxima da Terra, está a cerca de 700 anos luz. No centro vemos a anã branca. O gás que forma a nebulosa tem um diâmetro de cerca de 3 anos luz. Imagem (com filtros) feita pelo telescópio CFHT (Canada-France-Hawaii telescope)
Quando uma estrela nasce, é a sua massa que ditará sua evolução e seu destino. Quando a massa inicial da estrela está entre 0,2 e 8 vezes a massa do Sol, ela se tornará uma anã branca. Numa primeira etapa, a estrela funde hidrogênio para formar hélio, depois hélio para formar carbono etc. Cada etapa requer uma temperatura cada vez mais alta para realizar a fusão. A estrela, então, se expande tornando-se uma gigante vermelha. Dependendo da massa da estrela, chegará um ponto em que ela não conseguirá mais compressão gravitacional suficiente para aumentar a temperatura do seu interior. As reações de fusão cessam, o núcleo colapsa dando origem à anã branca e as camadas gasosas externas da estrela são ejetadas formando belíssimas nebulosas planetárias (Figura 1). As nebulosas planetárias têm vida curta (em termos astronômicos) e se dissipam em algumas dezenas de milhares de anos.
Figura 2 – As 4 imagens da SN Zwicky, refratadas pela galáxia lente, estão indicadas pelas letras A,B,C e D. Elas percorreram caminhos diferentes passando por diferentes curvaturas do espaço-tempo. Elas têm também diferentes luminosidades
A composição química da anã branca será dada pelos elementos químicos formados nas últimas etapas de fusão nuclear (em geral, carbono e oxigênio). Anãs brancas tem densidade enorme – da ordem de 1 bilhão de kg/m3, tipicamente, a massa do Sol comprimida ao tamanho da Terra. Nessa densidade, os férmions (prótons, nêutrons e elétrons) presentes na anã branca sentem a força de Pauli (consequência do princípio de exclusão de Pauli) que se opõe à atração gravitacional e estabiliza a anã branca. Porém, se a massa da anã branca for superior a 1,4 massas solares (limite de Chandraseckhar), ela explodirá como uma supernova.
Para que esse limite seja rompido (depois da anã branca ter se formado) é necessário um sistema binário no qual a anã branca se alimenta de matéria de uma estrela companheira. A explosão resultante é uma supernova tipo Ia (veja animação).
Para essa explosão da anã branca, temos uma teoria muito bem conhecida e desenvolvida de como a magnitude absoluta (valor da luminosidade de um corpo celeste a uma distância de 10 parsecs ou 32,6 anos-luz) varia com o tempo. Medindo a magnitude relativa aqui na Terra, podemos determinar com bastante precisão, a nossa distância até a supernova. Hoje, na Astronomia, as supernovas Ia representam uma das melhores oportunidades para se medir grandes distâncias no nosso universo.
A detecção ou descoberta do brilho das explosões supernovas é feita não só por grandes telescópios de observatórios, mas também por astrônomos amadores. É o caso da descoberta da supernova SN 2023ixf. Em maio de 2023, o astrônomo amador Koichi Itagaki observou o aparecimento de um forte brilho (de magnitude 11, não visível a olho nu) num dos braços da galáxia espiral do Cata-Vento, a cerca de 21 milhões de anos-luz da Terra. Era a supernova de número 172 descoberta por Itagaki! Este prolífico e solitário astrônomo amador só é superado pelo norte-americano Tim Puckett que, com ajuda de voluntários do mundo todo, já detectou cerca de 360 supernovas!
Agora que conhecemos melhor as supernovas, é hora de nos debruçarmos sobre os efeitos de lente gravitacional. Pela Teoria da Relatividade Geral proposta por A. Einstein em 1915, sabemos que a luz (radiação eletromagnética) ao passar próximo de corpos celestes muito massivos (galáxias, estrelas de nêutrons, buracos negros etc.) não percorre uma linha reta, mas segue, isso sim, a curvatura do espaço-tempo causada por estes corpos celestes. Dessa forma, estes objetos massivos podem funcionar como lentes – as lentes gravitacionais (veja newsletter 4), que magnificam a luminosidade e aumentam a resolução da imagem.
Em 1936, A. Einstein fez os cálculos do ângulo de deflexão para o caso em que tanto a lente quanto o fundo luminoso fossem estrelas da Via Láctea. Concluiu que este ângulo seria pequeno demais para ser resolvido com os instrumentos astronômicos (da época). No ano seguinte, F. Zwicky mostrou ser possível medir esse efeito caso a lente e a fonte de luz fossem extragalácticos.
Hoje em dia, lentes gravitacionais de galáxias e quasares são bastante comuns. Muito mais raro, porém, é encontrar uma lente gravitacional da explosão de uma supernova posto que é um evento transitório no tempo, raro e requer um perfeito alinhamento da fonte de luz (supernova), da lente (galáxia) e da Terra. E se a supernova for do tipo Ia, os cálculos podem ser muito mais precisos.
A primeira observação do efeito lente gravitacional de uma supernova do tipo Ia, só foi realizada em 2013. Mas, como os astrônomos levaram 3 anos para reconhecer o evento como uma lente gravitacional, à essa época, a intensidade luminosa da explosão já estava muito baixa e as múltiplas imagens não puderam mais ser resolvidas.
Em 2018, teve início o projeto ZTF (Zwicky Transient Facility) no Observatório Palomar (Califórnia, EUA). Em agosto de 2022, os astrônomos observaram múltiplas imagens da lente gravitacional de uma supernova tipo Ia – que foi batizada de SN Zwicky. Dado o alerta, astrônomos do mundo todo correram para analisar exaustivamente o evento, utilizando tanto telescópios terrestres quanto espaciais. O resultado foi publicado na revista Nature, de junho de 2023.
O telescópio Keck (Havaí, EUA) conseguiu resolver (separar) as quatro imagens da SN Zwicky no comprimento do infravermelho baixo (Figura 2). O núcleo da galáxia que hospeda a supernova está a uma distância de cerca de 4 bilhões de anos luz da Terra. A galáxia refratora (lente) está mais próxima, aproximadamente, 2,5 bilhões de anos luz da Terra.
Agora, vamos torcer para que daqui há algum tempo surja uma quinta imagem da SN Zwicky. Isto permitirá calcular o valor da constante de Hubble, a constante que mede o ritmo de expansão do universo. Isso já aconteceu com a supernova SN Refsdal. Detectada em 2014, ela também apresentou, inicialmente, 4 imagens, mas, cerca de 1 ano depois surgiu uma quinta imagem. Medindo o seu redshift, isto é, o aumento do comprimento de onda (efeito Doppler) da luz devido à expansão do universo e comparando com aqueles das 4 imagens anteriores, eles puderam estimar o quanto o universo havia se expandido durante esse 1 ano. Para a constante de Hubble, eles obtiveram o valor de 66,6 km/s por megaparsec. Por enquanto, a discrepância nos valores da constante de Hubble obtidos por diferentes métodos continua um mistério.
Caro leitor:
Já se encontra disponível na página
Newsletter Ciência em Panorama – Portal IFSC (usp.br)
o repositório da newsletter “Ciência em Panorama”
Boa leitura!
*Físico, Professor Sênior do IFSC – USP
e-mail: onody@ifsc.usp.br
Para acessar todo o conteúdo do site “Notícias de Ciência e Tecnologia” dirija a câmera do celular para o QR Code abaixo
Se você gostou, compartilhe o artigo nas redes sociais
(Agradecimento: ao Sr. Rui Sintra da Assessoria de Comunicação)
Assessoria de Comunicação – IFSC/USP
