Em Dezembro de 2009, a revista Nature publicou um artigo de uma equipa de astrónomos liderada pelo israelita Avishay Gal-Yam (do Weizmann Institute of Science) no qual é descrita a descoberta do que parece ser o primeiro exemplo fidedigno de uma supernova despoletada pelo processo de “pair-instability”, previsto pela teoria desde os anos 60.
Existem dois mecanismos principais que dão origem à formação de uma supernova: (a) a explosão termonuclear de uma anã branca, e (b) o colapso gravitacional de uma estrela.
No primeiro mecanismo, uma anã branca num sistema binário acumula massa proveniente da companheira até que o peso desse material na sua superfície cria condições ao nível da temperatura e densidade para se dar a fusão de átomos de carbono no interior degenerado da anã branca. Depois de iniciada, a fusão progride de forma descontrolada gerando uma onda de choque que eventualmente destrói a estrela por completo.
O segundo mecanismo ocorre quando uma estrela maciça forma, como resultado de reacções nucleares no seu interior, um núcleo de Ferro e Níquel. Neste momento, a radiação gama que fornecia a pressão que sustinha o peso da estrela deixa de ser produzida no núcleo. De facto, a fusão do Ferro, e dos elementos para lá deste na tabela periódica, não liberta energia, antes consome-a. Desprovido de sustentação o núcleo da estrela entra em colapso gravitacional, o qual é sustido apenas, na maioria dos casos, quando o dito atinge densidades semelhantes à de um núcleo atómico. Forma-se uma estrela de neutrões e uma quantidade inimaginável de neutrinos resultantes da transformação de pares protão/electrão em neutrões. A paragem do colapso do núcleo gera uma onda de choque que se propaga ao resto da estrela e que, com ajuda da energia libertada na formação da estrela de neutrões, destrói o resto da estrela.
A relevância da descoberta agora anunciada consiste no facto de ser o primeiro exemplo realmente convincente de uma supernova que se forma por um outro processo designado de “pair instability” (instabilidade provocada por pares de partícula / anti-partícula). Aqui, a estrela também sofre um colapso gravitacional parcial, mas a origem do mesmo é mais exótica. De facto, crê-se que no interior de estrelas com massas entre 150 e 240 vezes a massa do Sol (os limites são incertos) é gerada radiação de tal forma energética que em determinadas condições os fotões de raios gama podem transformar-se em grandes quantidades de pares de electrões e positrões (a anti-partícula do electrão), um processo repetido vezes sem conta nos aceleradores de partículas. Estas partículas não exercem a pressão antes proporcionada pela radiação gama pelo que, também aqui, a estrela perde a sustentação e entra em contracção muito rápida. As elevadas temperaturas geradas pela contracção iniciam uma sequência de reacções nucleares descontroladas que levam à total destruição da estrela, sem a formação de qualquer objecto compacto como uma estrela de neutrões ou um buraco negro. As supernovas resultantes têm uma energia que é 100 vezes superior à de uma supernova típica.
A supernova em causa, descoberta pelo projecto Nearby Supernova Factory em Abril de 2007, é a SN 2007bi. A dita demorou cerca de 70 dias até atingir a luminosidade máxima, o que indica uma elevada luminosidade. Outras observações permitiram inferir a presença de um núcleo com cerca de 100 massas solares de Hélio e uma quantidade anormalmente elevada de Niquel-56 sintetizado durante a explosão (esta quantidade está relacionada de forma directa e sensível com a energia total da explosão).
No Universo actual, estrelas com esta massa são extremamente raras e frequentemente contém quantidades apreciáveis de “metais” o que lhes permite perder massa a ritmos prodigiosos, evitando assim este destino violento. No entanto, pensa-se que a primeira geração de estrelas do Universo, ditas de população III, teriam atingido facilmente massas nesta gama e seriam constituídas essencialmente por Hidrogénio e Hélio (à excepção do Lítio, Boro e Berílio que tinham sido produzidos em quantidades vestigiais no Big-Bang, os restantes elementos ainda não tinham sido sintetizados no interior de estrelas, por razões óbvias).
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