Uma equipa de astrónomos liderada por Avishay Gal-Yam (Weizmann Institute of Science) publicou um artigo na revista Nature descrevendo a primeira detecção de uma supernova cuja estrela progenitora foi uma estrela de Wolf-Rayet. A supernova, designada de sn2013cu, foi descoberta em 2013 na galáxia UGC 9379, a cerca de 360 milhões de anos-luz na direção da constelação do Boieiro.
As estrelas de Wolf-Rayet foram descobertas em meados do século XIX pelos astrónomos franceses Charles Wolf e Georges Rayet. Wolf e Rayet identificaram várias estrelas com espectros dominados por linhas de emissão brilhantes, ao contrário da vasta maioria das estrelas que apresentam espectros contínuos interrompidos por linhas negras de absorção. Sabe-se hoje que as estrelas de Wolf-Rayet representam apenas uma fase efémera da evolução de estrelas muito maciças. Estas estrelas iniciam as suas vidas na sequência principal com pelo menos 20 vezes a massa do Sol. A sua evolução é muito rápida devido às elevadíssimas temperaturas no seu interior que aumentam exponencialmente a eficiência das reações nucleares quando comparadas com estrelas como o Sol. Algumas destas estrelas, as menos maciças, conseguem evoluir até se tornarem supergigantes vermelhas muito luminosas, mas rapidamente perdem as suas camadas exteriores e transformam-se de novo em supergigantes azuis, mas com uma diferença – as suas camadas mais internas, enriquecidas com elementos resultantes das reações de fusão como o nitrogénio, carbono e o oxigénio, estão agora expostas. Nas estrelas mais maciças a perda de massa devido à pressão da radiação é tão elevada que nunca chegam a tornar-se supergigantes vermelhas e os referidos elementos são expostos na superfície da estrela mais cedo.
É então que as estrelas evoluem para a fase Wolf-Rayet. Os iões de nitrogénio, carbono e oxigénio são particularmente eficientes na absorção da radiação ultravioleta produzida de forma copiosa pela estrela e são dessa forma arrastados pela pressão da radiação sob a forma de um vento estelar com uma velocidade que pode atingir os 2500 km/s! A estrela fica rapidamente rodeada de uma bolha de gás densa, rica nos elementos referidos, e que encobre a sua fotosfera. As linhas de emissão peculiares no espectro das estrelas de Wolf-Rayet têm origem precisamente nos iões excitados que constituem este vento estelar. A perda de massa nesta fase é imensa – em apenas 1 ano a estrela pode perder o equivalente à massa da Terra. O núcleo da estrela, no entanto, continua furiosamente com a sequência de reações de fusão nucleares que eventualmente a levarão ao colapso gravitacional. A figura seguinte mostra a nebulosa NGC 6888, na constelação do Cisne. Trata-se da bolha de material ejectada pela estrela de Wolf-Rayet WR 136, situada sensivelmente no centro da nebulosa.
Gal-Yam e os colegas utilizaram o Palomar Transient Factory (iPTF) para detectar rapidamente a supernova, apenas horas após colapso gravitacional da estrela. O iPTF é uma infra-estrutura totalmente automatizada com o objectivo de detectar fenómenos transientes (como supernovas). Funciona com base no Samuel Oschin Telescope (uma câmara de Schmidt de 1.2 metros de abertura) no foco do qual foi montado um mosaico de 11 CCDs, cada um com resolução de 2048×4096 píxeis. Esta configuração cobre cerca de 7.8 graus quadrados de céu. As imagens são descarregadas de imediato, via uma rede, para serem processadas automaticamente com algoritmos sofisticados para a deteção de transientes. Peter Nugent, um dos co-autores do artigo, refere que com esta infra-estrutura é possível notificar astrónomos em todo o mundo de uma descoberta, apenas 40 minutos depois da imagem ter sido obtida no observatório do Monte Palomar.
No caso da supernova sn2013cu, a deteção foi tão rápida que 5.7 horas depois a equipa conseguiu observar o evento com o telescópio Keck-I no Hawaii. Uma análise do espectro indicava que se tratava de uma supernova de tipo IIb, com linhas débeis de hidrogénio que desaparecem ao fim de poucos dias, indicando que a estrela progenitora tinha perdido a sua camada exterior deste gás. O espectro mostrava ainda linhas de emissão típicas de uma estrela de Wolf-Rayet, provenientes da bolha de material que envolvia a estrela e que agora estava a ser iluminada pela intensa radiação do “flash” ultravioleta da supernova. A observação foi tão precoce que a onda de choque da supernova ainda não tinha atingido a bolha de material em torno da estrela, permitindo observar espectro típico do vento estelar da estrela de Wolf-Rayet. A equipa continuou a observar a supernova 15 horas depois com o telescópio Keck-I e com o observatório espacial SWIFT (no ultravioleta). A supernova continuava extremamente brilhante e quente emitindo intensamente no ultravioleta. Graças às observações regulares com o telescópio Keck, a equipa conseguiu mesmo detectar, 6.5 dias depois da explosão, o momento em que a expansão muito rápida do remanescente da supernova finalmente atingiu o vento estelar excitado da estrela progenitora abafando por completo as linhas espectrais típicas da estrela de Wolf-Rayet.
A compreensão das estrelas de Wolf-Rayet e, em particular, o seu enquadramento na evolução das estrelas mais maciças, reveste-se de grande importância. Apesar de raras, estas estrelas terminam as suas existências em supernovas e são as principais responsáveis pelo enriquecimento do meio interestelar com elementos como o carbono, nitrogénio, oxigénio, magnésio, silício, etc., constituintes base de planetas rochosos como a Terra e das moléculas da vida, tal como a conhecemos.
Podem ver a notícia original aqui.
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Estrelas assim produzem ouro