As supernovas são eventos extremamente energéticos e dinâmicos no universo. O mais brilhante que já vimos foi descoberto em 2015 e era tão brilhante quanto 570 bilhões de sóis. Sua luminosidade significa seu significado no cosmos. Eles produzem os elementos pesados que compõem as pessoas e os planetas, e suas ondas de choque desencadeiam a formação da próxima geração de estrelas.
Existem cerca de 3 supernovas a cada 100 cem anos na galáxia Via Láctea. Ao longo da história humana, apenas um punhado de supernovas foram observadas. A primeira supernova registrada foi observada pelos astrônomos chineses em 185 dC. A supernova mais famosa é provavelmente o SN 1054 (supernovas históricas são nomeadas para o ano em que foram observadas), que criou a Nebulosa do Caranguejo. Agora, graças a todos os nossos telescópios e observatórios, a observação de supernovas é bastante rotineira.
Mas uma coisa que os astrônomos nunca observaram são os estágios iniciais de uma supernova. Isso mudou em 2013, quando, por acaso, a Fábrica Intermediária de Transientes Palomar (IPTF) avistou uma supernova com apenas 3 horas de idade.
Detectar uma supernova nas primeiras horas é extremamente importante, porque podemos apontar rapidamente outros escopos para ela e coletar dados sobre a estrela progenitora do SN. Nesse caso, de acordo com um artigo publicado na Nature Physics, as observações de acompanhamento revelaram uma surpresa: o SN 2013fs estava cercado por material circunstancial (CSM) que ejetado no ano anterior ao evento da supernova. O CSM foi ejetado a uma alta taxa de aproximadamente 10 -³ massas solares por ano. Segundo o artigo, esse tipo de instabilidade pode ser comum entre as supernovas.
O SN 2013fs era um super gigante vermelho. Os astrônomos não pensavam que esses tipos de estrelas ejetavam material antes de se tornarem supernovas. Mas as observações de acompanhamento com outros telescópios mostraram a explosão da supernova movendo-se através de uma nuvem de material previamente ejetado por uma estrela. O que isso significa para a nossa compreensão das supernovas ainda não está claro, mas provavelmente é uma mudança de jogo.
A captura do SN 2013fs de 3 horas foi um evento de muita sorte. O IPTF é um levantamento de campo amplo totalmente automatizado. É um sistema de 11 CCDs instalado em um telescópio no Observatório Palomar, na Califórnia. Leva exposições de 60 segundos em frequências de 5 dias a 90 segundos. Foi isso que permitiu capturar o SN 2013fs em seus estágios iniciais.
Nosso entendimento de supernovas é uma mistura de teoria e dados observados. Sabemos muito sobre como eles colapsam, por que colapsam e que tipos de supernovas existem. Mas este é o nosso primeiro ponto de dados de um SN em suas primeiras horas.
O SN 2013fs está a 160 milhões de anos-luz de distância em uma galáxia de braço espiral chamada NGC7610. É uma supernova tipo II, o que significa que é pelo menos 8 vezes maior que o nosso Sol, mas não mais que 50 vezes maior. As supernovas do tipo II são observadas principalmente nos braços espirais das galáxias.
Uma supernova é o estado final de algumas das estrelas do universo. Mas nem todas as estrelas. Somente estrelas massivas podem se tornar supernovas. Nosso próprio Sol é muito pequeno.
As estrelas são como balanços dinâmicos entre duas forças: fusão e gravidade.
Como o hidrogênio é fundido em hélio no centro de uma estrela, causa enorme pressão externa na forma de fótons. É isso que ilumina e aquece nosso planeta. Mas as estrelas são, é claro, enormemente massivas. E toda essa massa está sujeita à gravidade, que puxa a massa da estrela para dentro. Assim, a fusão e a gravidade se equilibram mais ou menos. Isso se chama equilíbrio estelar, que é o estado em que nosso Sol se encontra e permanecerá por vários bilhões de anos a mais.
Mas as estrelas não duram para sempre, ou melhor, o hidrogênio delas não. E uma vez que o hidrogênio se esgote, a estrela começa a mudar. No caso de uma estrela massiva, ela começa a fundir elementos cada vez mais pesados, até fundir ferro e níquel em seu núcleo. A fusão de ferro e níquel é um limite natural de fusão em uma estrela e, uma vez atingido o estágio de fusão de ferro e níquel, a fusão é interrompida. Agora temos uma estrela com um núcleo inerte de ferro e níquel.
Agora que a fusão parou, o equilíbrio estelar está quebrado e a enorme pressão gravitacional da massa da estrela causa um colapso. Esse colapso rápido faz com que o núcleo aqueça novamente, o que interrompe o colapso e causa uma enorme onda de choque externa. A onda de choque atinge o material estelar externo e o lança no espaço. Voila, uma supernova.
As temperaturas extremamente altas da onda de choque têm mais um efeito importante. Aquece o material estelar fora do núcleo, embora muito brevemente, o que permite a fusão de elementos mais pesados que o ferro. Isso explica por que os elementos extremamente pesados, como o urânio, são muito mais raros do que os elementos mais leves. Somente estrelas grandes o suficiente que se tornam supernovas podem forjar os elementos mais pesados.
Em suma, é uma supernova do tipo II, o mesmo tipo encontrado em 2013 quando tinha apenas 3 horas de idade. Como a descoberta do CSM ejetado pelo SN 2013fs aumentará nossa compreensão de supernovas não é totalmente compreendido.
As supernovas são eventos razoavelmente bem compreendidos, mas ainda há muitas perguntas em torno deles. Ainda não se sabe se essas novas observações dos estágios iniciais de uma supernova responderão a algumas de nossas perguntas ou apenas criarão mais perguntas sem resposta.
