Supernovas: saiba mais sobre o fim explosivo da vida das estrelas

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*Este texto foi escrito por uma colunista do TecMundo; saiba mais no final.

Você ja se perguntou como as estrelas morrem? Ou até mesmo por que estrelas morrem? A seguir, vamos entender o que são supernovas e porque elas representam o fim da vida de estrelas de alta massa.

Supernova 1E 0102.2-7219 observada pelo Telescópio Hubble, localizada na pequena Nuvem de Magalhães (galáxia anã satélite da Via Láctea)Supernova 1E 0102.2-7219 observada pelo Telescópio Hubble, localizada na pequena Nuvem de Magalhães (galáxia anã satélite da Via Láctea)Fonte:  NASA/ESA Hubble Space Telescope 

Estrelas, durante toda sua existência, vivem uma batalha constante: pressão interna contra gravidade. Basicamente, bem no centro das estrelas existe um "combustível". Esse combustível é a fusão de átomos de Hidrogênio, processo que cria átomos de Hélio. Essa fusão libera um pouco de energia. Acontece que, com toneladas e toneladas de átomos de Hidrogênio, existe a liberação de energia e pressão o suficiente para sustentar o peso da própria estrela e mantê-la em equilíbrio. Isto é, sem esse combustível, não existiria nada para sustentar a estrela contra seu peso. E o resultado: colapso iminente. E por que precisa ser no núcleo? Porque para acontecer a fusão de Hidrogênio são necessárias condições extremas de calor e densidade, encontradas apenas na região central das estrelas.

Ilustração da batalha entre pressão e gravidade.Ilustração da batalha entre pressão e gravidade.Fonte:  Astronomy Notes 

Mas, como já sabemos, nada dura para sempre. E nem o combustível no centro das estrelas dura para sempre. Alguma hora esse Hidrogênio no núcleo da estrela acaba. Claro que até consumir todo o Hidrogênio disponível demora muitos anos. Para o Sol, por exemplo, cerca de 9 bilhões de anos. Mas, quando esse combustível acaba, as estrelas começam uma evolução para o fim das suas vidas.

Essa evolução estelar vai depender da massa da estrela. Estrelas de alta massa, acima de 10 massas solares, por exemplo, começam a usar combustíveis alternativos. Ou seja, começam a fusão de outros átomos como Hélio, Carbono, Oxigênio. Acontece que todos esses outros átomos não são tão eficazes e duram pouco. Forçando a estrela sempre a mudar de combustível e procurar a próxima opção. No processo, sintetizando novos elementos.

Estrutura esquemática do interior de uma estrela de alta massa no fim da sua vida. É possível notar cascas de diferentes elementos químicos que foram sintetizados durante e vida da estrelaEstrutura esquemática do interior de uma estrela de alta massa no fim da sua vida. É possível notar cascas de diferentes elementos químicos que foram sintetizados durante e vida da estrelaFonte:  Meteroríticas 

Isso segue até se tornar insustentável, literalmente. A estrelas massivas podem sintetizar até o elemento Ferro. Sempre fundindo elementos mais leves em elementos mais pesados e liberando energia no processo. Acontece que, ao alcançar o Ferro, não é mais possível seguir com o processo. Isso porque a fusão de dois átomos de Ferro não libera energia, como vinha acontecendo até aqui. Pelo contrário, consome energia. Dessa forma, a estrela não possui mais uma fonte de energia para lutar contra a própria gravidade. E o fim inevitável toma lugar: a vitória da gravidade. O colapso da estrela nela mesmo.

Esse colapso, para estrelas de alta massa, se torna uma explosão — a supernova. Todo envelope da estrela cai em direção ao seu núcleo, agora composto por Ferro inerte. Quando acontece o choque entre o envelope estelar com o caroço de Ferro, esse núcleo começa a colapsar também, liberando uma quantia enorme de neutrinos. A onda de choque entre núcleo e envelope mais a energia liberada em forma de neutrinos cria a supernova.

Esses neutrinos empurram o material da estrela para fora, de forma explosiva e violenta. Isso que vemos como supernova. De fato, 99% da energia liberada em supernovas está na verdade em forma de neutrinos.

Supernovas são fins explosivos e catastróficos de estrelas de alta massa. Uma supernova sozinha pode ser momentaneamente mais brilhante que toda a sua galáxia hospedeira! No momento de explosão, você tem construção de novos elementos, especialmente os mais pesados!

Supernova 1994D (ponto brilhante canto esquerdo inferior) na galáxia NGC 4526Supernova 1994D (ponto brilhante canto esquerdo inferior) na galáxia NGC 4526Fonte:  Wikipedia 

Outro papel importante da supernova é o de perturbar o meio interestelar. A onda de choque se alastra entre as nuvens moleculares, podendo impulsionar o seu colapso. O colapso de nuvens moleculares representa o nascimento de novas estrelas, ou até grupos de estrelas!

Depois da supernova, você tem duas possibilidades finais, dependendo da massa da estrela inicial: uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Quando o caroço de Ferro colapsa, a matéria fica ultra compactada, tornando-se um caroço de nêutrons degenerados. Matéria degenerada seria esse estado de compactação. Se o colapso parar, a gente tem a formação de uma estrela de nêutrons. Mas, se a estrela inicial for pesada demais, esse estado de nêutrons degenerados não vai ser o suficiente para frear o colapso do núcleo, e aí esse colapso continua até a formação do buraco negro!

Esquema de evolução estelar para estrelas de diferentes massas. Primeira linha representa evolução de estrelas de alta massa, passando pela explosão da supernova e finalizando como um buraco negro ou uma estrela de nêutronsEsquema de evolução estelar para estrelas de diferentes massas. Primeira linha representa evolução de estrelas de alta massa, passando pela explosão da supernova e finalizando como um buraco negro ou uma estrela de nêutronsFonte:  ESA 

Camila de Sá Freitas, colunista do TecMundo, é bacharel e mestre em astronomia. Atualmente é doutoranda no Observatório Europeu do Sul (Alemanha). Autointulada Legista de Galáxias, investiga cenários evolutivos para galáxias e possíveis alterações na fabricação de estrelas. Está presente nas redes sociais como @astronomacamila.