Imagem da galáxia Messier 74 onde, em 2003, surgiu uma supernova de tipo II denominada SN 2003gd. As imagens mais pequenas mostram uma imagem da supernova (“After”, ponto mais brilhante) e da mesma região dos braços espirais antes do seu aparecimento (“Before”). O quadrado na imagem de fundo mostra a supernova 6 meses após a explosão, muito menos luminosa e permitindo discernir que a progenitora foi uma supergigante vermelha visível na imagem pré-supernova (“Before”, seta vermelha).
Fonte: Isaac Newton Group of Telescopes
O trabalho seminal de Margaret e Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle (carinhosamente referido por B²FH), publicado em 1957, explicou pela primeira vez a evolução das estrelas em função da sua massa inicial. Segundo o B²FH, a massa de uma estrela determina a priori a sequência de reacções que irão ter lugar no seu interior. O artigo explica também o porquê de algumas delas, as mais maciças, explodirem ao fim de poucos milhões de anos, após uma sequência vertiginosa de reacções. O cataclismo deve-se à formação de um núcleo de ferro incapaz de gerar a energia necessária para a estrela manter o equilíbrio hidroestático. Nestas condições o núcleo colapsa sobre o seu próprio peso numa fracção de segundo iniciando a explosão da estrela numa supernova.
Margaret e Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle, os autores do famoso artigo B²FH, um dos mais influentes da história da astrofísica.
Fonte: St. John’s College
Nas décadas que se seguiram, cálculos mais elaborados da evolução das estrelas mais maciças, sugeriam que a formação do núcleo de ferro teria lugar quando as estrelas se tinham transformado em supergigantes vermelhas, estrelas enormes e extremamente luminosas, apesar de mais frias do que o Sol. Os astrónomos conheciam várias supergigantes vermelhas na Via Láctea e nas galáxias mais próximas, mas não tinham ainda observado nenhuma a explodir numa supernova. Não é, portanto, de admirar que a descoberta de uma supernova na Grande Nuvem de Magalhães, em Fevereiro de 1987, tivesse despertado um enorme interesse na comunidade. Haveria certamente imagens da estrela progenitora nos arquivos de muitos observatórios astronómicos e mesmo informação mais detalhada como a sua temperatura e luminosidade. A excitação transformou-se rapidamente em desnorte quando se descobriu que a Sanduleak -69 202, tal era o seu nome de catálogo, era afinal uma supergigante azul, imensamente brilhante mas muito mais quente e pequena do que uma supergigante vermelha.
A supernova SN 1987A na Grande Nuvem de Magalhães, à esquerda, e a estrela progenitora Sanduleak -60 202 numa foto tirada uns anos antes (seta), à direita.
A supernova 1987A (SN 1987A) forçou os astrofísicos a rever muito do trabalho até então realizado sobre evolução estelar, em especial no que diz respeito à evolução das estrelas mais maciças. Afinal, como poderia uma supergigante azul explodir numa supernova? A explicação não tardou muito e estava no facto de as estrelas, especialmente as mais maciças, perderem massa ao longo das suas vidas. De facto, parte do plasma que forma as estrelas perde-se no espaço através de ventos estelares. No Sol, por exemplo, e em estrelas semelhantes, estes ventos são constituídos essencialmente por electrões e protões de alta energia que escapam da sua atmosfera devido às altas temperaturas da coroa solar e aos fortes campos magnéticos. Apesar deste fluxo constante de partículas, uma estrela como o Sol perde uma quantidade insignificante da sua massa ao longo da sua vida.
Os ventos estelares intensos das estrelas mais maciças dispersam as suas camadas exteriores para o espaço formando bolhas de belo efeito. Neste caso, a nebulosa “Capacete de Tor”, NGC 2359, em torno da estrela de Wolf-Rayet HD 56925
Mas, para as estrelas mais maciças a história é bem diferente. A massa inicial determina a temperatura interna da estrela. Por sua vez, o ritmo a que decorrem as reacções nucleares no interior da estrela é extremamente sensível à temperatura pelo que a luminosidade das estrelas aumenta rapidamente com o aumento da massa inicial. Nestas estrelas, os ventos estelares não têm origem no magnetismo estelar, como no caso das estrelas semelhantes ao Sol, mas sim na pressão da radiação proveniente do interior da estrela que consegue acelerar electrões, protões e iões atómicos até velocidades na ordem dos 2500 km/s! O mecanismo é elegante. O plasma da estrela, contaminado com quantidades vestigiais de iões de elementos como nitrogénio, carbono, oxigénio, magnésio, silício e ferro, absorve muito eficientemente os abundantes fotões ultravioletas devido às suas complexas estruturas electrónicas. Esta absorção transfere energia da radiação para os iões permitindo-lhes escapar à gravidade das estrelas.
A presença de elementos mais pesados do que o hidrogénio e o hélio, que os astrónomos designam colectivamente por “metais”, no plasma da estrela torna o mecanismo descrito possível. A metalicidade da estrela, uma medida da “contaminação em metais” do seu plasma, é, portanto, para além da sua massa inicial, um factor determinante na sua evolução. Mesmo em quantidades residuais relativamente ao hidrogénio e hélio — 2% no caso do Sol — estes elementos actuam como catalisadores de reações nucleares, e.g., no ciclo CNO, e tornam o plasma da estrela mais opaco à radiação. Sendo assim, assumindo duas estrelas maciças com a mesma massa inicial, a perda de massa será mais intensa na que tiver maior metalicidade.
Estes ventos extremos fazem uma estrela maciça passar por várias metamorfoses ao longo da sua vida. Considere-se, por exemplo, uma estrela com 60 massas solares e metalicidade solar, 30 vezes maior do que o Sol e 1 milhão de vezes mais luminosa. O seu tempo de vida é de apenas 5 milhões de anos. No final da sequência principal, cuja duração é de 3.5 milhões de anos, a estrela perdeu já cerca de 15 massas solares nas suas camadas mais exteriores. O ritmo da perda de massa aumenta drasticamente nas fases subsequentes da evolução da estrela, a qual termina a sua vida com apenas 10 massas solares e um raio semelhante ao do Sol. Ao contrário do que se poderia esperar, estas estrelas acabam os seus dias desprovidas das suas camadas exteriores, com atmosferas a temperaturas elevadíssimas e com massas e tamanhos muito modestos.
Diagrama mostrando a evolução (setas) de estrelas com massas iniciais de 12, 15, 20, 25, 40, 60, 85 e 120 massas solares. É evidente nesta imagem que estrelas com massas iniciais superiores a 40 massas solares não conseguem tornar-se supergigantes vermelhas (região a tracejado SGV) e passam grande parte das suas vidas como supergigantes azuis (região BSG) e estrelas de Wolf-Rayet (região a tracejado WR). O eixo vertical representa a luminosidade e o horizontal a temperatura superficial.
Crédito: Maeder & Meynet 1987
O impacto global deste efeito na evolução das estrelas maciças é extraordinário. Algumas destas estrelas, as menos maciças, até cerca de 40 massas solares, conseguem evoluir até se tornarem supergigantes vermelhas e explodem como supernovas de tipo II ricas em hidrogénio. Estrelas mais maciças, no entanto, têm ventos estelares tão intensos que projectam para o espaço as suas camadas exteriores numa escala de tempo demasiado curta para poderem tornar-se supergigantes vermelhas. Passam grande parte da sua vida como supergigantes azuis e, eventualmente, podem evoluir para estrelas de Wolf-Rayet.
Este diagrama mostra o tipo de supernova gerado por estrelas progenitoras com massas iniciais entre as 8 e as 120 massas solares (eixo das abcissas) e com metalicidades entre 0 e o dobro da solar (eixo das coordenadas). É notória a preponderância de supernovas de tipo Ic para estrelas muito maciças, em especial para metalicidades elevadas. As supernovas de tipo II só acontecem para massas muito elevadas quando a metalicidade das estrelas é muito baixa e por isso as perdas de massa são pequenas. As siglas “NS” e “BH” no diagrama mostram o tipo de objecto compacto que resulta do colapso do núcleo: estrela de neutrões ou buraco negro.
Fonte: Artigo Científico
Estas estrelas explodem como supernovas de tipo II (com peculiaridades, e.g., a SN1987A), Ib (sem hidrogénio mas com algum hélio) e Ic (sem hidrogénio nem hélio).
Poder-se-ia pensar que as supernovas de tipo Ib e, em especial, as de tipo Ic, teriam um output energético inferior a uma supernova normal de tipo II, mas as aparências iludem. Nos últimos 15 anos ficou demonstrado que são as progenitoras destas supernovas, “caroços” que sobram de estrelas muito maciças, que dão origem às erupções longas de raios gama (Gamma Ray Bursts ou GRB), um dos fenómenos mais energéticos conhecidos.
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