A Estrela que Explodiu na M51

(A supernova sn2011dh na M51 fotografada em 1 de Junho de 2011, algumas horas apenas após o anúncio da descoberta. Crédito: Anthony Ayiomamitis)

Desde o aparecimento da supernova 2011dh na M51, no dia 31 de Maio, várias equipas de cientistas têm vindo a seguir de perto a sua evolução. A observação da luz da supernova, mais concretamente do seu espectro, permitiu determinar que é de tipo “IIb”, um sub-tipo do tipo “II”. As supernovas de tipo “II” resultam do colapso gravitacional de estrelas maciças e apresentam linhas de emissão de hidrogénio no espectro, resultado da existência deste elemento nas camadas exteriores da estrela. Uma supernova normal de tipo “II” tem linhas de emissão de hidrogénio muito intensas. As supernovas de tipo “IIb” diferem do tipo base por terem linhas de hidrogénio débeis, provavelmente porque as estrelas que lhes dão origem perderam grande parte das camadas exteriores ricas em hidrogénio, através de um vento estelar intenso ou por interacção com uma estrela companheira num sistema binário. As supernovas 1993J na M81 e a supernova que deu origem à Cassiopeia A foram deste tipo.

(A classificação das supernovas foi concebida antes de se conhecerem os mecanismos físicos na origem das explosões. A determinação do tipo é feita com base em características espectrais. As supernovas de tipo “I” não têm linhas de hidrogénio no espectro ao passo que as de tipo “II” têm. As supernovas de tipo “Ia” têm uma assinatura espectral proeminente devida ao silício e resultam da explosão termonuclear de uma anã branca. As supernovas de tipo “Ib”, “Ic” e “II” resultam de um mecanismo muito diferente: o colapso gravitacional de uma estrela. Os sub-tipos “Ib” e “Ic” foram descobertos durante os anos 80 e 90 e foram incorporados no tipo “I” porque não têm hidrogénio no espectro. Confuso, não ? O tipo “Ib” tem origem em estrelas maciças que expeliram para o espaço todo o hidrogénio das suas camadas exteriores. O tipo “Ic” ainda é mais extremo e tem origem em estrelas que expeliram não só o hidrogénio das camadas exteriores mas também o hélio existente em camadas mais interiores. Esta perda de material pode ser devida a um intenso vento estelar ou à interacção com uma estrela companheira num sistema binário. O diagrama não mostra os vários sub-tipos de supernovas de tipo “II”. Crédito: Swinburne University of Technology.)

A identificação da estrela que explodiu, dita “progenitora”, constitui também uma informação importantíssima para a compreensão de uma supernova. Tal é, em princípio, possível uma vez que o telescópio Hubble realizou imagens profundas de várias galáxias próximas com o objectivo de criar um arquivo para referência futura. Usando imagens deste arquivo obtidas com a Advanced Camera for Surveys (ACS), uma equipa de astrofísicos liderada por Schuyler Van Dyk (Spitzer Science Center/Caltech) e que inclui os conhecidos especialistas em supernovas Weidong Li e Alexei Filippenko (Universidade da Califórnia, Berkeley), anunciou no passado dia 15 de Junho a possível identificação da estrela que deu origem à supernova 2011dh. A coincidência da posição da estrela com a da supernova, com um erro máximo de 7 milisegundos de arco (!), foi confirmada através de observações realizadas com o instrumento de óptica adaptativa do telescópio Keck II.

A estrela na dita posição nas imagens de arquivo é uma supergigante amarela de tipo espectral F8 Ia (Ia é uma classificação de luminosidade, “I” significa que é uma supergigante e “a” que pertence ao grupo de supergigantes mais luminosas). A sua magnitude absoluta é de -7.7, correspondendo a 100 mil vezes o brilho do Sol. Uma tal estrela inicia a sua evolução com uma massa de 18 a 21 vezes a do Sol. Na vizinhança do Sol, Wezen, a estrela δ da constelação do Cão Maior, tem tipo espectral e luminosidade semelhantes, embora se encontre provavelmente numa fase evolutiva distinta. Os autores apontam ainda a possibilidade de esta não ser a real progenitora mas antes uma sua estrela companheira, demasiado próxima para ser detectada nas imagens. Como referi anteriormente, a explosão de uma estrela num sistema binário poderia explicar a aparente escassez de hidrogénio observada no espectro da supernova.

Entretanto, um novo artigo por uma grande equipa liderada por Iair Arcavi (Weizmann Institute for Science) e tendo na lista de co-autores os mesmos Weidong Li e Alexei Filippenko referidos anteriormente, parece apontar para o cenário do sistema binário. De facto, a análise da evolução do brilho e do espectro da supernova indicia fortemente que a estrela que explodiu teria um raio substancialmente inferior ao de uma supergigante de tipo espectral F8 Ia como a estrela identificada nas imagens de arquivo. Os autores concluem que as observações apontam para que a estrela progenitora seja uma companheira da dita supergigante ou então uma estrela que por coincidência se encontra na mesma linha de visão com a Terra. A identificação inequívoca da estrela progenitora só será possível daqui a alguns meses ou mesmo anos, quando o brilho da supernova diminuir o suficiente para que a sua vizinhaça imediata possa ser observada com detalhe.

Os artigos referidos estão aqui e aqui.