Colapso Gravitacional em 3D

Uma equipa de investigadores do Max Planck Institute for Astrophysics realizou pela primeira vez simulações do colapso gravitacional de uma estrela, desde o momento do colapso até que a onda de choque resultante irrompe pela superfície da estrela, algumas horas depois. Estas simulações, pelo facto de utilizarem modelos tri-dimensionais da estrela, são extremamente exigentes em termos computacionais. Só muito recentemente foi possível ter computadores suficientemente rápidos e software optimizado para permitir a sua execução em tempo útil.

A imagem seguinte mostra uma “frame” da simulação, volvidos 0.5 segundos após o colapso. A frente da onda de choque é a superfície quase translúcida mais exterior, no momento com um raio médio de 1900km.

Nos últimos anos, a observação de supernovas e dos seus remanescentes permitiu concluir que a disseminação dos elementos produzidos nas reacções nucleares durante o colapso não é uniforme. De facto, elementos pesados como o níquel e o ferro, formados próximo do centro da explosão, aparecem frequentemente misturados com elementos mais leves existentes na periferia da estrela. Por outras palavras, a imagem tradicional de que os elementos produzidos numa supernova se expandem por camadas, de forma ordeira, com os elementos mais pesados no centro e os mais leves no exterior, caiu por terra. De facto, as simulações em 2D realizadas há alguns anos já sugeriam que a estrutura em camadas da estrela progenitora era destruída durante a formação da supernova.

As novas simulações mostram fenómenos que não eram visíveis com modelos 1D e 2D e que são cruciais para compreender as observações de supernovas reais. De particular importância são o papel da turbulência na mistura dos elementos formados na explosão e a propagação de blocos individuais (“balas”) de elementos pesados. Nas simulações, estas balas deslocam-se a grande velocidade a partir do centro da explosão, colidindo com, e ultrapassando, material nas camadas exteriores da estrela. A imagem seguinte mostra duas perspectivas diferentes da mesma simulação 350 e 9000 segundos (linhas de cima e de baixo, respectivamente). As cores representam a localização dos elementos carbono (verde), oxigénio (vermelho) e níquel (azul). Grandes balas de níquel e muitas balas de oxigénio, estas com um estrutura mais filamentar, atravessam a grande velocidade a camada mais externa formada maioritariamente por carbono. Assim, elementos formados na zona central da explosão podem ser expostos rapidamente.

Na supernova 1987A foram observadas “balas” de níquel que se movimentavam a vários milhares de quilómetros por segundo, muito mais rápido que o hidrogénio nas camadas exteriores da supernova em expansão. A exposição deste níquel nas camadas mais exteriores da supernova teve um efeito dramático. Grande parte da luminosidade de uma supernova provém do decaimento radioactivo do níquel, formado no colapso, em cobalto radioactivo que por sua vez decai em ferro. A radiação gama assim libertada aquece o gás e fá-lo brilhar. De facto, a curva de luz da supernova 1987A e de outras supernovas resultantes de um colapso gravitacional não poderiam ser explicadas sem se admitir a existência de níquel radioactivo nas camadas mais exteriores da supernova. As simulações agora realizadas mostram que tal é possível e decorre naturalmente da formação da supernova.

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