Cassiopeia A é um remanescente duma supernova. Créditos: Chandra Observatory / LCO / Ruben Barbosa
O cálcio existente nos ossos do nosso corpo foi produzido no interior de uma estrela antiga, que ao explodir adicionou o seu material ao meio interestelar, algum do qual foi utilizado para formar o nosso Sol, planetas e nós.
O processo de produção de energia nas estrelas começa por transformar o hidrogénio em hélio, o carbono em oxigénio, fazendo a estrela evoluir e diminuindo a quantidade de energia disponível para ser utilizada nas reações nucleares. Quando a estrela começa a produzir ferro, deixa de conseguir gerar radiação em quantidade suficiente e é forçada a mudar a sua estrutura radicalmente.
Dependendo da sua massa, poderá ir arrefecendo lentamente ou originar uma violenta explosão: uma supernova.
Durante esta explosão (que dura poucos minutos), a energia libertada é tão grande que o seu brilho ofusca a galáxia hospedeira. Imaginem um objeto mais brilhante que o Sol cerca de 100 mil milhões de vezes. Contudo, apesar de a explosão durar menos que um dia, os seus efeitos duram séculos.
O gás da explosão começa então a espalhar-se pelo espaço a velocidade próxima da velocidade da luz. A expansão do material de supernovas (remanescente) é visível durante centenas de anos.
Por fim, a explosão deixa para trás um estranho objeto no centro da região, uma estrela de neutrões.
A imagem dum remanescente duma supernova fornece-nos informações valiosas como por exemplo, a composição indireta do meio interestelar (a expansão não é 100% simétrica; a parte mais alongada da concha pode estar a mover-se a velocidade maior devido ao meio ser mais rarefeito, aliás, olhando com atenção para Cas A, podemos observar do lado esquerdo um jato na direção da parte central, emitido pela estrela de neutrões).
Há cerca de 300 anos, a estrela localizada no centro de Cas A explodiu. Aparentemente, ninguém registou este evento catastrófico pois não são conhecidos relatos, apesar da sua luz ser suficiente para podermos ler um livro durante à meia-noite.
Mas como sabemos que foi há 300 anos? Ao observarmos o remanescente de Cas A, verificamos que o material foi-se expandindo durante séculos a uma velocidade conhecida. Então, se invertermos o sentido da expansão, o material envolvente demorá cerca de 350 anos a atingir o centro, pelo que a supernova deveria ter sido visível por volta de 1650.
Como o material se expande a velocidades elevadíssimas, formam-se ondas de choque, que na imagem correspondem às zonas mais brilhantes. Dito por outras palavras, as zonas brilhantes correspondem aos locais onde todos os materiais produzidos estão presentes, sendo que os mais energéticos, como o ferro, estão concentrados somente nestes locais.
Como poderemos produzir uma imagem de Cas A?
A maior parte dos dados disponíveis deste objeto são de raios-X e estão disponíveis no Observatório virtual do Chandra DS9.
Vamos até ao DS9 construir um espetro de energia e a partir dele uma imagem personalizada.
Começamos por abrir o DS9, escolher opção Analyses, Virtual Observatory, Record Primary Mook, selecionamos ACIS OBSERVATION OF CAS A e a imagem de raios-X surge no ecrã. Para vermos melhor as zonas mais escuras, podemos alterar a escala para logarítmica (botões scale, log).
Cas A. DS9
Depois, carregamos na parte central da imagem e surge um círculo verde. Carregamos novamente e surgem 4 pontos que nos permitem aumentar a região selecionada, que vamos expandir até fora da concha do remanescente.
Seguidamente, selecionamos Analysis, Chandra -Ed Analysis Tools e Quick Energy Spectrum Plot e obtemos o espetro de energia.
Espetro de energia de Cas A. DS9
Cada pico do espetro corresponde a um elemento químico presente no remanescente de Cas A, que se encontram identificados na figura seguinte (escala logarítmica).
Espetro energia. Créditos: Chandra Observatory.
Vamos fazer um pouco de magia?
A imagem anterior mostra que o espetro de energia está localizado de 0,5 KeV a 7 KeV. Selecionamos novamente Analysis, Chandra -Ed Analysis Tools, Energy Filters e introduzimos os intervalos de energia pretendidos.
Neste caso, a escolha recaiu sobre 3 intervalos, de 0,5 a 1,5KeV, depois de 1,5 a 4 KeV e de 4 a 6 KeV (não é exatamente como está no gráfico anterior, mas podemos isolar os elementos químicos como quisermos).
O passo seguinte consiste em gravar as imagens de cada intervalo, por exemplo, com os nomes: Red, Green, Blue,
Voltando ao filtro, isto significa que isolámos no ficheiro Red os elementos Oxigénio, Néon e Magnésio; no Green o Silício, Enxofre, Árgon e Cálcio; e no Blue o ferro.
A possibilidade de isolar e combinar diferentes elementos químicos é a razão pela qual vemos cores diferentes em imagens de Cas A. O resultado obtido foi o da imagem inicial deste artigo, ao qual foram adicionadas estrelas captadas pelo Las Cumbres Observatory (LCO) de modo a criar uma imagem mais natural.
A imagem do vídeo seguinte foi obtida combinando 4 canais de cor (vermelho: silício, amarelo: enxofre, verde: cálcio e roxo: ferro) com a onda de choque (luminância: azul).
O progenitor que originou o desenvolvimento de Cas A é um exemplo duma Supernova tipo II. Uma estrela com mais de 8 massas solares sofreu uma espetacular implosão porque no fim da sua vida (na sequência principal) já não conseguiu gerar energia suficiente para suportar a pressão da gravidade do seu próprio gás. O colapso da estrela foi travado abruptamente e o seu material expelido a enorme velocidade para o espaço circundante. Esta é a história resumida de Cassiopeia A, um remanescente de supernova muito apreciado pelos amantes da Astronomia (desde a banda do raios-X até ao rádio).
Um abraço especial para o José Fernandes por me ter iniciado no processamento de imagens de raios-X e outro para o Frank Shmitz por me ter apresentado o Observatório virtual Chandra.
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