Novae e Supernovae - Formação e segredos

[jsmoraes]

Tendo recebido link para este artigo resolvi efetuar sua tradução por ser um excelente texto explicando o que é, como evolui e as consequências de uma Nova e Super Nova.

Em seu final a explicação de como são produzidos os elementos químicos e sua distribuição percentual no universo também preenche uma área de saber pouco conhecida pela maioria dos iniciantes em astronomia.

Sendo uma tradução, procurei manter no máximo possível a redação e estilo do autor, evitando alterações. Portanto alguns trechos podem se apresentar meio estranho quanto à construção de frases e forma de expressão.

Devido ao meu pouco conhecimento no assunto e no linguajar utilizado pela comunidade de astronomia no Brasil, bem como do idioma inglês, a tradução pode conter algumas imprecisões e erros. Sempre que possível os termos, frases e até parágrafos originais que me foram dúbios, estarão inclusos para ajudar na interpretação correta.

Na minha avaliação 80 % está bom, 10 % está razoavelmente aceitável e 10 % está terrível ! Portanto se alguém quiser efetuar alguma correção, não se sinta  acanhado, basta efetuar um comentário no blog, que de imediato eu transfiro para o texto.

Em caso de maior dúvida o texto original pode ser consultado no link:

http://staff.on.br/jlkm/astron2e/AT_MEDIA/CH21/CHAP21AT.HTM
 

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EXPLOSÕES ESTELARES
NOVAE, SUPERNOVAE, E A FORMAÇÃO DE ELEMENTOS PESADOS

Nota: Uma das melhores imagens, em cor falsa, de uma Nova, mostrando a ejeção de gás quente em alta velocidade de um sistema binário estelar. A parte mais externa de R Aquarii, conhecida como um sistema simbiótico, se parece com um geyser brilhante, no qual o plasma brilhante está distorcido (twisted) pela força da explosão  e canalizada ao redor (channeled outward) por fortes campos magnéticos. O geyser se estende por 300 bilhões de quilometros, ou por volta de 30 vezes o tamanho de nosso sistema solar. O duplo nó (knot) no centro da imagem pode delinear o próprio sistema binário – escuro, porque a câmera sobre expôs as luzes das estrelas para mostrar o mais tênue, ejeção de material (erupting debris).

Destaque A: Uma concepção artística nos ajuda a visualizar uma explicação possível das periódicas irrupções (outburts) de R Aquarri. Aqui, uma estrela anã branca (esquerda superior) orbita em torno de uma fria estrela vermelha gigante; uma orbita elíptica regularmente aproxima a anã da gigante.

Destaque B: A gigante vermelha cede algum material para sua companheira, formando um disco de acreção (accretion disk) (direita inferior), desenhado como um redemoinho, vórtice aplainado azul de gás quente.

Destaque C: Como o material continua se transferindo, tornando o processo instável, o disco se rompe (erupts) – em princípio suavemente como escape de plasma em fluxo bipolar (ou geysers) perpendicular ao disco.
 
Destaque D: Quando a companheira se torna sobrecarregada com o material recebido, a fusão nuclear espontânea ocorrem na ou próximo da sua superfície, resultando em uma Nova. O processo se repete periodicamente, produzindo uma “Nova Recorrente”

Objetivos do Estudo:

Estudando este capítulo o habilitará:

1. Explicar como uma anã branca em sistemas binários podem se tornar explosivamente ativa.
2. Resumir a sequencia de eventos que levam para a morte violenta de estrelas massivas.
3. Descrever os dois tipos de Supernova, e explicar como cada uma é produzida.
4. Descrever as evidencias observacionais de que Supernovae têm ocorrido em nossa Galáxia.
5. Discutir o uso de Supernovae como indicadores de distancia.
6. Explicar a origem de elementos mais pesados que o Helio, e discutir a importância destes elementos para o estudo da evolução estelar.

Que destino aguarda uma estrela quando está sem combustível ? Para uma estrela de pouca massa, o estágio de anã branca não é necessariamente o seu fim. Potencial existe para uma atividade mais violenta se uma companheira binária puder fornecer combustível adicional. Estrelas de muita massa – independentemente de serem membro de binárias – estão destinadas a morrer explosivamente, liberando uma vasta quantidade de energia, criando muitos elementos pesados, e espalhando material (debris) através do espaço interestelar. Esta explosão cataclísmica pode disparar a formação de novas estrelas, continuando o ciclo de nascimento e morte estelar. Neste capítulo nos estudaremos em maiores detalhes o processo responsável por estas explosões cataclísmicas e os mecanismos que criam elementos pesados durante toda a fase evolutiva de uma estrela.

21.1 – VIDA APÓS MORTE DE ANÃS BRANCAS

Nota: Nem toda estrela brilha firmemente dia após dia, ano após ano. Algumas mudam dramaticamente seu brilho em períodos muito curtos de tempo – semanas, dias, ou até mesmo menos. Um tipo de estrela, chamada Nova (plural, Novae), pode aumentar enormemente seu brilho – por fatores de 10.000 ou mais – em um período muito curto de tempo.

A palavra Nova significa “novo” em Latim, e para antigos observadores, estas estrelas se pareciam como verdadeiramente novas, já que elas apareciam de repente no céu noturno. Astrônomos agora reconhecem que uma Nova não é de fato uma nova estrela. Ela é, em vez disto, uma anã branca – normalmente uma estrela muito fraca – apresentando uma explosão em sua superfície, que resulta em um rápido e temporário aumento de sua luminosidade. Figura 21.1 ilustra o brilho de um típica nova em um período de 3 dias. Novae eventualmente retornam a sua luminosidade normal, geralmente após algumas semanas ou meses. Na média, duas ou três Novae são observadas a cada ano. Astrônomos também têm conhecimento de muitas Novae Recorrente – estrelas que têm sido observadas se tornarem Nova diversas vezes no curso de poucas décadas.


Figura 21.1: Uma Nova é uma estrela que rapidamente aumenta enormemente seu brilho, e lentamente retorna a sua luminosidade original. Novae são resultados de explosões na superfície de fracas estrelas anãs brancas, produzido por material que caem em sua superfície vindo da atmosfera de uma companheira binária maior. A figura mostra Nova Herculis 1934 em março de 1935 (detalhe a) e maio de 1935 (detalhe b), após aumentar seu brilho por fator de 60.000 vezes.

O quê poderia causar tal explosão em uma fraca, morta estrela? A energia envolvida é muito grande para ser explicado pelos flares ou outra atividade de superfície, e, como temos visto no capítulo anterior, não há atividade nuclear no interior das anãs. Para entender o que acontece, nós precisamos reconsiderar o destino (fate) de uma estrela de pouca massa após entrar na fase anã branca.

Nós vimos no Capítulo 20 que o estágio de anã branca representa o ponto final da evolução de estrelas. Posteriormente, a estrela simplesmente esfria, eventualmente se tornando em anã escura (black dwarf) – uma brasa queimada no espaço interestelar. Este cenário é bastante correto para uma estrela isolada, tal qual o nosso Sol. Entretanto, se a estrela for parte de sistema binário existe uma nova importante possibilidade. Se a distancia entre as estrelas for suficientemente pequena, a força da maré gravitacional da anã pode puxar material – primariamente hidrogênio e Helio – da superfície de sua gigante companheira, como ilustrado na figura 21.2. O sistema se transforma em transferência de massa binária, similar aqueles discutidos na Seção 20.6. Uma corrente de gás deixa a companheira através do ponto de Lagrange e flui para a anã.


Figura 21.2: Uma anã branca em um sistema binário semigeminado por estar  perto o suficiente de sua companheira, seu campo gravitacional retira (tear) material da superfície da companheira. Compare com a figura 20.21. Note que, diferentemente da figura anterior, o material não cai diretamente sobre a superfície da anã. Ao invés disso, como se discutirá logo após no texto, ele forma um disco de acreção (accretion disk) de gás movendo-se em espiral para baixo e para a anã.

Conforme o gás alcança (builds up) a superfície da anã branca, ele se torna mais quente e denso. Eventualmente sua temperatura excede 107 K, e o hidrogênio entra em ignição, se fundindo em Helio em uma taxa furiosa. O estágio desta superfície queimando é tão breve quanto violento. A estrela repentinamente aumenta sua luminosidade (flares up in luminosity), e depois reduz (fades away), tão logo o combustível é exaurido e o remanescente é empurrado (blown off) para o espaço. Se o evento for visto a partir da Terra, nós vemos a Nova. Figura 21.3 (detalhe e) é uma fotografia de uma Nova aparentemente  capturada no ato de expelimento de massa de sua superfície.


Figura 21.3: Nesta concepção artística, material acumula na superfície de uma anã branca após ser acrescido de uma estrela companheira (detalhe a) e então inicia ignição com fusão do hidrogênio como uma irrupção de Nova (detalhes b e c). Parte do gás da superfície é ejetado para o espaço na forma de bolhas de plasma quente; o resto retorna para o disco de acreção (detalhe d) (the rest relaxes back down onto the accretion disk). A foto real no detalhe  corresponde exatamente (roughly) aos eventos representados pelo artista no detalhe c. Esta Nova é chamada Nova Persei (1901)

O brilho inicial da luminosidade de uma Nova declina com o tempo, e eventualmente a estrela retorna ao normal, aparência pré-explosão. A luminosidade e temperatura de uma Nova não são frequentemente plotados em um diagrama H-R, entretanto. Em vez disto, a mudança em luminosidade é plotada na forma de uma curva de luz, como mostrado na figura 21.4. Tais curvas mostram o dramático crescimento em luminosidade em poucos dias, seguido por um mais vagoroso decaimento no curso de diversos meses. O declínio no brilho resulta da expansão e resfriamento das camadas da superfície devido a ejeção para o espaço. Estudos de detalhes destas curvas provê astrônomos com  valiosas (wealth) informações, sobre ambas, a anã e sua companheira binária.


Figura 21.4: A curva de luz de uma típica Nova. O rápido crescimento e o lento declínio na luz recebida de uma estrela, assim como o brilho máximo registrado, estão bem de acordo com as explanações da Nova como um flash nuclear na superfície de uma anã branca.

A maneira pela qual o material alcança a superfície de uma anã branca provê importante evidencia observacional no suporte (in support of) deste cenário. Por causa da rotação das binárias, material deixando a companheira não se precipita diretamente na anã. Ao invés disso, ele ignora a estrela (it misses the compact star), gira por traz dela (loops around behind it), e  a orbita, formando um redemoinho, um disco aplainado de material conhecido como disco de acreção (mostrado na figura 21.2).  Devido aos efeitos de viscosidade (isto é, fricção) dentro do gas, o material orbitando no disco desliza gradualmente para dentro, sua temperatura aumenta significativamente conforme sua espiral desce para a superfície da anã. A parte mais interna do disco se torna tão quente que irradia fortemente no visível, no ultra-violeta, raio X, em diversos espectros eletromagnético. Em muitos sistemas, o disco brilha mais que a anã branca propriamente dita e é a fonte principal de luz emitida entre irrupções de estrela Nova. Raios X de discos quentes são rotineiramente observados em muitas Novae da Galáxia. O ponto no qual a corrente da matéria se dirigindo para dentro marca o disco de acresção muitas vezes forma um turbulento “hot spot”, causando flutuações detectáveis na luz emitida pelo sistema binário. (The point at which the infalling stream of matter strikes the accretion disk often forms a turbulent "hot spot," causing detectable fluctuations in the light emitted by the binary system.)

Uma Nova representa uma forma em que uma estrela em um sistema binário pode estender sua vida ativa, ainda que dentro do estágio de anã branca. Noave Recorrente pode, em princípio, repetir suas violentas irrupções muitas dúzias de vezes, se não centenas. Entretanto possibilidades mais extremas existem no final da evolução estelar. Eventos vastamente mais energético podem acontecer, se dadas as corretas circunstancias.

21.2 – O FINAL DE UMA ESTRELA DE MUITA MASSA

Nota: Uma estrela de pouca massa – uma com massa menor que 8 vezes a massa do Sol – nunca se torna quente o suficiente para queimar carbono no seu núcleo. Ela termina sua vida como uma anã branca de carbono. Uma estrela com muita massa, entretanto, pode fundir não somente hidrogênio e hélio , mas também carbono, oxigênio, e até elementos mais pesados enquanto o  interior de seu núcleo continue a se contrair e sua temperatura central continua a crescer. A taxa de queima acelera enquanto o núcleo se desenvolve. Pode alguma coisa parar este processo ? Há um estado estável semelhante anã branca no final da evolução de uma estrela de muita massa ? Qual seu último destino ? Para melhor responder estas questões, nós precisamos olhar com mais cuidado a fusão nas estrelas massivas.

FUSÃO DE ELEMENTOS PESADOS

(nota do tradutor: não encontrei nenhuma tradução para a expressão nuclei e não entendi porque o autor alterna o uso da espressão nuclei e núcleo)

Figura 21.5 é um diagrama em corte do interior de uma altamente desenvolvida estrela de muita massa. Note as numerosas camadas onde vários nuclei queimam. Conforme a temperatura aumenta com a profundidade, as cinzas de cada estágio de queima tornam-se combustível para o próximo estágio. Na relativamente fria periféria do núcleo, hidrogênio se funde em Helio. Nas camadas intermediárias, regiões (shells) de Helio, carbono, e oxigênio queimam para formar nuclei mais pesados. Mais profundamente residem neon, magnésio, silício, e outros nuclei pesados, todos produzidos pela fusão nuclear nas camadas superioras (overlying) ao núcleo. O núcleo propriamente dito é composto de nuclei ferro, complexa peça de matéria, cada contendo 26 prótons e 30 nêutrons. Nós estudaremos as reações chave desta cadeia de queima em maiores detalhes mais tarde neste capítulo.


Figura 21.5: Diagrama em corte do interior de uma altamente desenvolvida estrela de massa maior que 8 massas solares. O interior parece com as camadas de uma cebola, com regiões (shells) de progressivamente elementos mais pesados queimando a menos e menos radii (radii) e em mais e mais altas temperaturas.

Como cada elemento é queimado para depleção no centro (As each element is burned to depletion at the center), o núcleo contrai, aquece, e inicia a fusão das cinzas dos estágios de queima anteriores. Um novo e mais interior núcleo se forma, contrai de novo, aquece de novo, e assim continuamente. Através de cada período de estabilidade e instabilidade, a temperatura central da estrela aumenta, as reações nucleares aumentam de velocidade, e a energia novamente liberada suporta a estrela por períodos de tempo alguma-vez-mais-curtos (for ever-shorter períodos of time). Por exemplo, em números redondos, um estrela 20 vezes mais massiva que o Sol queima hidrogênio por 10 milhões de anos, Helio por 1 milhão de anos, carbono por 1000 anos, oxigênio por 1 ano, e silício por uma semana. Seu núcleo de ferro cresce em menos de um dia.

COLAPSO DO NÚCLEO DE FERRO

Uma vez que o núcleo mais interior começa a mudar para ferro, nossa estrela massiva está em problema. Fusão nuclear envolvendo ferro não produz energia – nuclei ferro são tão compactos que energia não pode ser extraída combinando-os em elementos mais pesados. Em efeito, ferro joga regras de extintores de incêndio, amortecendo o inferno no núcleo estelar. Com o aparecimento de substancial quantidade de ferro, o fogo central cessa pela ultima vez, e a manutenção interna da estrela começa a diminuir. A base da estrela é destruída, e seu equilíbrio se desfaz para sempre. Mesmo que a temperatura no núcleo de ferro tenha alcançado diversos bilhões kelvins por este estágio, a enorme chamada gravitacional de material para dentro (inward gravitational pull of matter) assegura catástrofe em futuro bem próximo. A gravidade esmaga a pressão do gás quente, e a estrela implode, caindo para dentro de si mesma.

A temperatura do núcleo sobe para aproximadamente 10 bilhões K. Nestas temperaturas, fótons individuais, de acordo com a lei de Wien, têm imensa alta energia. Eles são energéticos suficiente para dividir o ferro em nuclei mais leves e,  à sua vez, quebrar aqueles núcleos mais leves em partes até que somente prótons e neutros sejam remanescentes. Este processo é conhecido como Fotodesintegração de elementos pesados no núcleo. Em menos que um segundo, o núcleo colapsante desfaz todos os efeitos da fusão nuclear que ocorrera durante os 10 milhões de anos anteriores ! Mas para fragmentar o ferro e nuclei mais leves em peças menores requer uma grande quantidade de energia. Após tudo, esta fragmentação é justamente o oposto das reações de fusão que geraram a energia da estrela durante tempos anteriores. O processo de Fotodesintegração absorve um pouco da energia térmica do núcleo – em outras palavras, ela tende a esfriar o núcleo e portanto reduzir a pressão.

Enquanto nuclei são destruídos, o núcleo da estrela se torna menos capaz de suportar a si mesmo com relação a sua própria gravidade, e o colapso se acelera.

Agora o núcleo consiste inteiramente de partículas elementares simples – elétrons, prótons, nêutrons, e fótons – em enorme alta densidade,  e ainda encolhendo. Como a densidade do núcleo continua a aumentar, os prótons e elétrons são esmagados juntos, formando nêutrons e neutrinos:

p + e → nêutron + neutrino

Este processo é algumas vezes chamado de neutronização do núcleo. Relembremos nossa discussão no Capítulo 16 que o neutrino é uma partícula extremamente elusiva que dificilmente interage em geral com matéria (elusive particle that interacts hardly ata all with matter). Mesmo que a densidade central por este momento possa ter alcaçado 1012 kg/ m 3 ou mais, a maioria dos neutrinos produzidos pela neutronização passa através do núcleo como se ele não estivesse lá. Eles escapam para o espaço, carregando para fora energia com eles.

O desaparecimento de elétrons e a escape de neutrinos tornam as coisas piores para a estabilidade do núcleo. Não há nada agora para prevenir do colapso até o ponto no qual nêutrons acabam por contatar uns aos outros, na incrível densidade por volta de 1015 kg/m3 . Neste ponto, os nêutrons no núcleo encolhido jogam uma regra similar em muitas formas semelhante aos elétrons em uma anã branca. Quando separados, eles oferecem pouca resistência à compressão, mas quando trazidos para contato, eles produzem enorme pressão que se opõe fortemente a um maior colapso gravitacional. Esta pressão de degeneração de nêutron, idêntica à pressão de degeneração de elétrons que opera nas gigantes vermelhas e anãs brancas (veja Capítulo 20), finalmente começa a diminuir o colapso. Com o tempo o colapso é na verdade suspenso, entretanto, o núcleo ultrapassou o seu ponto de equilíbrio, e pode acalçar densidades tão altas quanto 1017 ou 1018 kg/m3  antes de inverter a situação e começar a re-expandir-se . Como uma bola em alta velocidade batendo em uma parede, o núcleo se torna comprimido, para, e ricocheteia – como uma vingança !

Os eventos que descrevemos não duram muito. Somente por volta de um segundo desde o começo do colapso até o salto em densidades nucleares. Neste ponto, a inversão acima descrita acontece. Uma enormemente energética onda de choque varre através da estrela em alta velocidade, arruinando todas as camadas envolventes – incluindo a de elementos pesados no lado externo do núcleo interno ferro – para o espaço. Embora os detalhes de como o choque alcança a superfície e destrói a estrela ainda é incerto, o resultado final não. A estrela explode, em uma maneira vastamente mais violenta que a expulsão de matéria na forma de uma nebulosa planetária que marca o fim de uma estrela de pouca massa. A explosão é uma dos mais energéticos eventos conhecidos no universo (veja figura 21.6). Por um período de poucos dias, a estrela em explosão pode rivalizar em brilho as trilhões de estrelas da galáxia em que ela reside. Esta espetacular morte de uma estrela de alta massa é conhecida como Supernova por colapso de núcleo (core-collapse supernova).


Figura 21.6: Uma supernova chamada SN19872 (indicado pela seta) esteve explodindo próxima desta nebulosa (30 Dourados) no momento em que a fotografia da direita foi feita. A fotografia da esquerda é a aparência normal do campo estelar. (Ver sub-artigo 21.2 no final desta tradução)

21.3 – EXPLOSÕES SUPERNOVA

Novae e Supernovae

Nota: Vamos comparar uma Supernova com uma Nova. Como a Nova, a Supernova é uma estrela que rapidamente aumenta dramaticamente seu brilho, e posteriormente lentamente diminui de novo, eventualmente sumindo da visão. A estrela explodindo é comumente chamada de progenitora de Supernova. Em alguns casos, a curva de  luz de Supernovae pode aparentar bastante similaridade as da Novae, assim uma distante Supernova pode se apresentar como uma Nova nas proximidades – tanto, de fato, que a diferença entre as duas não foi totalmente apreciada até  1920. Mas Novae e Supernovae são agora conhecidas por serem fenômenos diferentes. Supernovae são eventos muito mais energéticos, motivados por muitos diferentes processos físicos.

Bem antes de eles entenderem as causa de uma Novae ou Supernovae, astrônomos sabiam de claras diferenças observacionais entre elas. A mais importante delas é que a Supernova é por volta de um milhão de vezes mais brilhante que a Nova. A Supernova produz um flash equivalente a bilhões  de luminosidades solar, alcançando aquele brilho em poucas horas após a irrupção da estrela.  O montante total de energia eletromagnética irradiada por uma Supernova durante os poucos meses que ela leva para brilhar e apagar é asperamente (roughly) 1043 J – aproximadamente a energia que o Sol irradiaria durante seus 1010 anos de vida ! (Gigantesca energia, entretanto, pequena comparada com a energia emitida na forma de neutrinos, que pode ser 100 vezes maior).

Uma segunda importante diferença é que a mesma estrela pode se tornar em uma Nova muitas vezes, mas uma estrela pode se tornar uma Supernova  somente uma vez. Este fato era inexplicado antes dos astrônomos conhecerem a precisa natureza das Novae e Supernovae, mas é facilmente entendido agora que nós entendemos como e por que estas explosões ocorrem. O ciclo de explosão por acreção da Nova descrita anteriormente pode acontecer diversas vezes, mas uma Supernova destrói a estrela envolvida sem possibilidade de repetição.

Somando a distinção entre Novae e Supernovae, há também importante diferença observacional entre as Supernovae. Algumas Supernovae contêm muito pouco hidrogênio, de acordo com seu espectro, enquanto outras contêm um bocado. Também, a curva de luz de Supernovae pobre em hidrogênio são qualitativamente diferente daquelas ricas em hidrogênio, como ilustrado na figura 21.7.  Tendo como base estas observações, astrônomos dividem Supernovae em 2 classes, conhecidas simplesmente como Tipo I e Tipo II. Supernovae Tipo I , pobres em hidrogenio, têm a curva de luz um pouco similar em forma às das típicas Novae. Supernovae Tipo II, cujo espectro mostra muita quantidade de hidrogênio, frequentemente têm um plator característico na curva de luz poucos meses após seu máximo. Supernovae observadas são divididas rudemente (roughly) exatamente entre essas duas categorias.


Figura 21.7: A curva de luz de típicas Tipo I e Tipo II de Supernovae. Em ambos casos, o máximo brilho ou intensidade pode algumas vezes alcançar aquela de um bilhão de sois, mas há uma diferença características na redução da luminosidade após o pico inicial. Curvas de luz do Tipo I se parecem de alguma forma com as da Novae (figura 21.4). Curvas do Tipo II têm um solavanco característico na fase de declínio.

SUPERNOVAE DETONAÇÃO-CARBONO

O que é responsável por estas diferenças entre Supernovae ? Há mais de uma maneira pela qual uma explosão Supernova pode ocorrer ? A resposta é SIM. Para entender os mecanismos alternativos da Supernova, nós precisamos retornar ao processo que causa as Novae e considerar as consequências de longo prazo de seu ciclo de explosão por acreção.

Explosão Nova ejeta material da superfície de uma anã branca, mas elas não necessariamente expelem ou queimam todo o material que foi acumulado desde sua ultima irrupção. Em outras palavras, há uma tendência para que a anã aumente vagarosamente a massa com cada novo ciclo de Nova. Como a massa da estrela aumenta e a pressão interna requerida para suportar seu peso cresce, ela pode entrar dentro de um novo período de instabilidade – com consequências desastrosas.

Relembremos que uma anã branca é mantida não pela pressão térmica (calor) mas pela pressão 'de degeneração' de elétrons que foram apertados tão próximos entre si que eles efetivamente entram em contato um com os outros. Há um limite para a pressão que mesmo estes elétrons podem exercer ? Há, portanto, um limite para a massa de uma anã branca além o qual os elétrons não podem fornecer necessária pressão para suportar a estrela ? A resposta para ambas as questões é SIM. Cálculos detalhados mostram  que a máxima massa de uma anã branca é por volta de 1.4 Mo, uma massa frequentemente chamada de massa de Chandrasekhar, após o astrônomo indiano Subramanyam Chandrasekhar, ganhador do premio Nobel em 1983 pelos seu trabalho em astrofísica teórica.

Se uma anã branca em acreção exceder a massa de Chandrasekhar, a pressão de degeneração de elétrons torna-se incapaz de resistir à chamada da gravidade, e a estrela inicia imediatamente o colapso. Sua temperatura interna rapidamente aumenta ao ponto em que o carbono pode se fundir em elementos mais pesados. A fusão do carbono começa em todos os lugares da anã branca quase que simultaneamente, e a estrela inteira explode em um outro tipo de Supernova – a então chamada Supernova detonação-carbono – comparável em violência à implosão Supernova associada com a morte de uma estrela de muita massa, mas diferente em causa. Em uma alternativa e (pensam alguns astrônomos) possivelmente cenários mais comum, duas anãs brancas em um sistema binário podem colidir e unir para formar uma massiva, instável estrela. No final o resultado é o mesmo – Supernova detonação-carbono.

Nós podemos agora entender as diferenças entre Supernovae Tipo I e Tipo II. A explosão resultante da detonação de uma anão branca carbono, descendente de uma estrela de pouca massa, é uma Supernova do Tipo I. Como esta conflagração se origina de um sistema não contendo virtualmente hidrogênio, nós podemos prontamente ver porque o espectro de uma Supernova Tipo I mostra pouca evidencia deste elemento. A aparência da curva de luz (como nós veremos logo) resulta frequentemente e inteiramente de um decaimento radioativo de elementos pesados instáveis produzidos na explosão propriamente dita.

A implosão-explosão do núcleo de uma estrela massiva, descrita anteriormente, produz uma Supernova Tipo II.  Modelos computadorizados detalhados indicam que a forma característica da curva de luz Tipo II é justamente o que seria esperado de um envelope mais externo da estrela expandindo e resfriando enquanto ela se fragmenta (blown) para o espaço pela onda de choque varrendo de dentro para fora (sweeping up from below). O material expandido consiste principalmente de gás não queimado – hidrogênio e Helio – portanto não é surpresa que estes elementos estejam intensamente representados no espectro observado da Supernova. (Ver subartigo 21-2 sobre uma recente Supernova Tipo II que confirmou muitas das predições da base teórica, apesar de ter levado astrônomos a revisar os detalhes de seus modelos – no final desta tradução).

Figura 21.8 resume os processos responsáveis pelos dois diferentes tipos de Supernovae


Figura 21.8 : Supernovae Tipo I e Tipo II têm diferentes causas. Essas sequencias representam a história evolutiva de cada tipo. Detalhe a: Uma Supernova Tipo I frequentemente resulta quando uma anã branca rica em carbono puxa matéria para si de uma companheira gigante vermelha nas proximidades. Detalhe b: Uma Supernova Tipo II ocorre quando o núcleo de uma estrela mais massiva colapsa, e se expande em uma explosão catastrófica.

RESÍDUOS DE SUPERNOVA

Nota: Nós temos muitas evidências de que Supernovae ocorreram em nossa Galáxia. Ocasionalmente, as explosões em si são visíveis da Terra (ver subartigo 21.1 – no final desta tradução). Em muitos outros casos nós podemos detectar seus resíduos brilhantes, ou Resíduos de Supernova. Um dos melhores estudos de resíduos de Supernova é conhecido como Nebulosa do Caranguejo (Crab Nebula), mostrada na figura 21.9. Seu brilho tem diminuído muito agora, mas a explosão original no ano de 1054 foi tão brilhante que manuscritos de antigos chineses e astrônomos do oriente (Middle East) afirmam que seu brilho excedeu em muito o de Venus e  - conforme alguns (possivelmente exagerados) testemunhos – até mesmo rivalizou com o da Lua. Por aproximadamente um mês, esta estrela explodida pode ser vista durante o dia. Americanos nativos também deixaram registros do evento em pedras de onde agora é o sudoeste dos Estados Unidos.


Figura 21.9 : Estes resíduos de uma velha supernova é chamado de Nebulosa do Caranguejo (Crab Nebula) (ou M1 no catálogo Messier). Ela se localiza por volta de 1800 pc da Terra e tem um diâmetro angular por volta de 1/5 da Lua cheia. Por ter seus dejetos espalhados por uma região de somente 2 pc, o Caranguejo (Crab) é considerado um resíduo de Supernova jovem. No ano de 1054 astrônomos chineses observaram a explosão da Supernova. O foto central mostra o Caranguejo na luz visível. A foto esquerda e direita, na mesma escala, mostram a Nebulosa do Caranguejo no rádio e ultravioleta, respectivamente.

Certamente, a Nebulosa do Caranguejo tem a aparência de dejetos explodidos (exploded debris). De fato, astrônomos têm provado que este material foi ejetado de alguma explosão central. Figura 21.10 foi feita pela sobreposição de uma imagem positiva da Nebulosa do Caranguejo tirada em 1960 e uma imagem negativa tirada em 1974. Se o gás não estive em movimento, as imagens negativas e positivas se cobririam perfeitamente, mas elas não fazem. O gás moveu-se mais para fora nestes 14 anos. Conhecendo a distancia total percorrida pelo gás neste tempo, astrônomos têm computado uma velocidade de diversos milhares de quilômetros por segundo para os dejetos expelidos. Regredindo este movimento no tempo, astrônomos têm encontrado que a explosão teria ocorrido nove centenas a traz. Esta data é consistente com as observações chinesas.


Figura 21.10 : Fotografia positiva e negativa da Nebulosa do Caranguejo tiradas com diferença de 14 anos não se  superpõem exatamente, indicando que filamentos gasosos ainda estão se afastando do lugar da explosão.

O céu de noite abriga muitas relíquias de estrelas que explodiram há muito tempo. Figura 21.11 é um outro exemplo. Ela mostra os resíduos da Supernova Vela, cuja velocidade de expansão sugere que sua estrela central explodiu por volta de 9000 anos AC . Ela se situa somente a 500 pc da Terra. Dado sua proximidade, ela deve ter tido um brilho semelhante a da Lua por vários meses. Nós somente podemos especular que impacto tal Supernova brilhante pode ter tido em mitos, religiões, e cultura do humanos na Idade da Pedra quando ela apareceu pela primeira vez no céu.


Figura 21.11 : Os gases brilhantes dos resíduos da Supernova Vela estão espalhados por longo 6 graus do céu. O detalhe ampliado mostra mais claramente alguns dos detalhes da estrutura filamentar da Nebulosa. (o risco longo diagonal foi causado pela passagem de um satélite orbitando a Terra enquanto a foto era feita.)

Embora centenas de Supernovae têm sido observadas em outras galáxias durante o século 20, nenhuma foi se quer observada com equipamentos modernos em nossa Galáxia. Uma visível estrela da Via Láctea não explodiu desde que Galileu apontou seu primeiro telescópio para o céu quase quatro séculos a traz ( ver sub-artigo 21.1 – no final desta tradução). Agora conhecida como Supernova do Tycho, esta última Supernova observada em nossa Galáxia causou um generalizado espetáculo nos tempos de Renascença. O repentino aparecimento e subsequente desaparecimento deste muito brilhante objeto nos anos de 1604 ajudou quebrar a ideia Aristotélica de um universo imutável.

Conhecendo as taxas na qual ocorrem estágios evolucionários estelares, e estimando o número de estrelas com muita massa em nossa Galáxia, astrônomos calculam que um Supernova observável deve ocorrer em nossa Galáxia a cada 100 anos mais ou menos. Por causa do brilho de uma Supernova vizinha rivalizar com a da Lua cheia, parece improvável que astrônomos possam ter perdido alguma desde a ultima há aproximadamente quatro séculos a atraz.  A nossa vizinhança local da Via Láctea parece muito carente de ( seems long overdue for a) uma supernova. A menos que estrelas maciças explodam com frequência menor que o previsto pela teoria da evolução estelar, nós deveremos ser agraciados (should be treated to) por uma próxima versão do mais espetacular cósmico evento da natureza, por estes dias agora.

SUPERNOVA COMO INDICADORES DE DISTANCIA

Nota: Astrônomos estão frequentemente preocupados com a medição da distancia de objetos astronômicos. Conhecer o tamanho do universo é essencial para entendimento de como ele funciona. Nesta visão, astrônomos estão especialmente interessados em faróis padrões (standard candles) – objetos cósmicos de brilho absolutamente conhecido. Uma vez que um farol padrão (standar candles) é reconhecido, seu brilho absoluto é imediatamente conhecido, e assim a medição de seu aparente brilho determina sua distancia.

Astrônomos têm percebido que Supernovae são bons exemplos de faróis padrão (standard candles) – Supernovae de um dado tipo (I ou II) tendem a ter picos de luminosidades muito similares (mas veja o subartigo 21-2 para uma notável exceção – no final desta tradução). Quando astrônomos reconhecem uma Supernova e determinam seu tipo, eles plotam sua curva de luz. Comparando o pico do brilho aparente com o pico de luminosidade teórica, eles podem então computar a distancia da Supernova em relação a Terra. A grande vantagem destes objetos é que eles são extremamente brilhantes, e assim podem ser vistos mesmo que muito distantes. Como resultado, observações de Supernovae são muito valiosas para determinar distancias cósmicas bem além da Galáxia Via Láctea.

Qual a razão básica para a similaridade dos picos de luminosidade entre as Supernovae de um determinado tipo ? A resposta é que, em qualquer caso (detonação-carbono Tipo I ou núcleo-colapso Tipo II), a explosão supernova ocorre somente quando um núcleo estelar firmemente crescente alcança a bem definida massa critica. Por exemplo, independentemente de quão rápido ou vagaroso uma anã branca em um sistema binário atinge a massa de Chadrasekhar, uma Supernova Tipo I sempre resulta de uma explosão de estrela 1.4 –solar-massa carbono-oxigênio.  Não importa qual tipo de estrela produziu a anã branca em primeiro lugar. Similarmente, o núcleo de ferro de uma estrela massiva implode e produz um Tipo II de Supernova somente quando sua massa alcança o valor específico além do qual ela é incapaz de suportar a si mesma contra a sua própria gravidade. De novo, as condições imediatamente precedentes a Supernova são muito similares, mesmo em estrelas progenitoras de massas bastantes diferentes.

Nas Supernovae Tipo II, a aparência externa da explosão pode ser significantemente modificada pelo montante de material estelar pelo qual a onda de choque deve percorrer antes de que ela consiga alcançar a superfície da estrela. Supernovae Tipo I, entretanto, são particularmente uniformes em suas propriedades e são atualmente largamente usadas nos estudos de galáxias distantes da nossa.

A FORMAÇÃO DE ELEMENTOS

Nota :  Até agora, nós temos estudado reações nucleares principalmente pela suas regras na geração de energia estelar. Agora vamos considera-las de novo, mas desta vez como processo mais responsável pela criação do mundo em que vivemos. A evolução dos elementos, combinando física nuclear com astronomia, é um assunto muito complexo, e um problema importante na moderna astronomia. Iniciemos pelo inventário da composição do universo.

TIPOS DE MATERIA

Atualmente conhecemos 110 elementos diferentes, desde o mais simples – hidrogênio, contendo 1 próton – até o mais complexo, descoberto em 1994, com 110 prótons em seus núcleos. (Veja apêndice Tabela 2). Todos os elementos existem em diversas formas de isótopos diferentes, cada isótopo tendo um mesmo número de prótons mas com um diferente numero de nêutrons. Nós frequentemente consideramos o mais comum ou estável isótopo como sendo a forma normal de um elemento. Alguns elementos, e muitos isótopos, são radiotivamente instáveis, significando que eles eventualmente decaem em outros, mais estáveis, nuclei.

Os 81 elementos estáveis encontrado na Terra compõem o volume esmagador da matéria no universo. Em acréscimo, 10 elementos radioativos – incluindo radon e urânio – também ocorrem naturalmente em nosso planeta. Mesmo que suas meia-vidas (o tempo requerido para a metade do nuclei decair em alguma coisa) destes elementos sejam muito longo (milhões ou até bilhões de anos, tipicamente), seu constante decaimento significa que eles são escassos na Terra, em meteoritos, e em exemplos lunares. Eles não são observados nas estrelas – há muito pouco deles para produzir linhas espectrais detectáveis.

Ao lado destes 10 elementos radioativos naturalmente ocorrentes, 17 elementos mais radioativos têm sido produzidos sob condições especiais em laboratórios nucleares na Terra. Os rejeitos colidos após testes de armas nucleares também contêm traços destes elementos. Diferente dos elementos encontrados naturalmente, estes artificiais decaem em outros bastante rapidamente (em muito menos que um milhão de anos). Consequentemente, eles são muitíssimos e extremamente raros na natureza. Dois outros elementos giram fora de nossa lista. Promethium é um elemento estável que é encontrado no nosso planeta somente como produto de experimentos de experimentos de laboratório nuclear. Technetium é um elemento instável que é encontrado nas estrelas mas não ocorre naturalmente na Terra.

ABUNDANCIA DE MATERIA

Como e quando estes elementos se formam ? Estiveram sempre presentes no universo, ou foram criados após a formação do universo ? Desde 1950, astrônomos têm percebido que hidrogênio e a maioria do Helio no universo são primordiais  - isto é, estes elementos datam dos tempos mais antigos. Todos os outros elementos em nosso universo resultam de nucleosintese estelar – isto é, eles foram formados por fusão nuclear no coração das estrelas.

Um ponto chave no entendimento da criação de elementos pesados é que maiores nuclei podem ser construídos a partir de menores pela fusão nucelar. Nós podemos naturalmente teorizar que todos os elementos pesados foram criados desta forma. Neste cenário, a fonte básica dos elementos pesados é o mais leve e simples de todos – hidrogênio. Para testar esta ideia, nós precisamos considerar não somente a lista de diferentes tipos de elementos e isótopos mas também sua abundancia observada, vista na figura 21.12. Esta curva é derivada largamente de estudos espectrográficos das estrelas, incluindo o Sol. A essência da figura é resumida na tabela 21.1, o qual combina todos os elementos conhecidos em oito grupos distintos baseado no número de partículas nucleares (prótons e nêutrons) que eles contêm. (Todos os isótopos de todos elementos estão incluídos em ambas tabela 21.1 e figura 21.12, embora somente alguns elementos estão marcados pelos pontos e etiquetados na figura). Qualquer teoria proposta para a criação dos elementos precisa reproduzir estas abundancias observada. A característica mais óbvia é que os elementos pesados são muito menos abundantes do que a maior parte dos elementos leves.


Figura 21.12 : Um resumo da abundancia cósmica dos elementos e seus isótopos, expressada com relação a abundancia de hidrogênio. O eixo horizontal mostra o número atômico – o número de prótons no núcleo. Note como muitos dos elementos terrestres comuns são encontrados em picos da distribuição, rodeado por elementos que são dezenas ou centenas de vezes menos abundante. Note especialmente o alto pico em torno do elemento ferro.


O total não é igual a 100 por cento por causa da incerteza na abundancia de belium. Todos os isótopos de todos os elementos estão incluídos.

QUEIMA DE HIDROGÊNIO E HELIO

Vamos rever as reações específicas que levam a produção de elementos pesados em diferentes estágios da evolução estelar. Nucleossíntese estelar começa com a cadeia próton-próton estudada no Capítulo 16. Provido de que a temperatura é alta suficiente – pelo menos 107 K – uma série de reações nucleares ocorrem, ultimamente formando um núcleo de Helio comum (He4) de quatro prótons (H1):

4(H1) → (He4) + 2 pósitrons + 2 neutrinos + energia

Relembremos que os pósitrons imediatamente interagem com os elétrons livres próximos, produzindo raios gama de alta energia através da aniquilação materia-antimateria . Os neutrinos rapidamente escapam, levando consigo energia não participando diretamente em nucleossínteses. A validade destas reações tem sido diretamente confirmada em experimentos nucleares conduzidos em laboratórios no mundo durante décadas recentes. Em estrelas massivas, o ciclo CNO (veja sub-artigo 20.1 – no final desta tradução) pode enormemente acelerar o processo de queima de hidrogênio, mas a reação básica 4-próton para 1 núcleo de Helio, ilustrada na figura 21.13, é imutável.


Figura 21.13 : Diagrama de reação básica queima de hidrogênio próton-proton. Quatro prótons combinam para formar um núcleo de Helio-4, liberando energia no processo.

Quando o Helio  preenche (builds up) o núcleo de uma estrela, a queima cessa, e o núcleo contrai e se aquece. Quando a temperatura excede por volta de 108 K, os nuclei hélio podem superar a sua repulsão elétrica mútua, levando a reação triplo-alpha, como visto no Capítulo 20.

3(He4) → C12 + energia

O resultado desta reação é que 3 helio-4 são combinados em um núcleo carbono-12 (figura 21.14), liberando energia no processo.


Figura 21.14 : Diagrama da básica reação queima de Helio triplo-alfa ocorrendo na sequencia pós-principal das estrelas. Três helium-4 nuclei combinam para formar carbono-12

QUEIMA DE CARBONO E CAPTURA DE HELIO

Em temperaturas mais e mais altas, nuclei mais e mais pesados podem ganhar bastante energia para superar a repulsão elétrica entre eles. Por volta de 109 K (alcançado somente em núcleos de estrelas muito mais maciça que o Sol), nuclei carbono podem se fundir em magnésio, como representado na figura 21.15 detalhe a:


Figura 21.15 : Carbono pode formar elementos mais pesados (detalhe a) pela fusão com outros nuclei carbono ou, mais comumente,( detalhe b) pela fusão com núcleo  Helio.

Entretanto, por causa do aumento rápido  das cargas nucleares – isto é, o aumento do número de prótons no nuclei – reação de fusão entre qualquer nuclei maior que carbono requer tamanha alta temperatura que elas são na verdade bastante incomum nas estrelas. A formação de elementos mais pesados ocorrem pel meio mais fácil. Por exemplo, a força repulsiva entre dois nuclei de carbono é três vezes maior que a força entre um núcleo de carbono e um de Helio. Assim, a fusão carbono-helio ocorre a temperaturas mais baixas que a fusão carbono-carbono. Em temperaturas por volta de 6 x 108 K, um núcleo carbono-12 colidindo com um núcleo Helio-4 pode produzir oxigênio-16:

C12 + He4 → O16 + energia

Se qualquer Helio-4 estiver presente, esta reação, mostrada na figura 21.15 (detalhe b), é muito mais provável de ocorrer que a reação carbono-carbono.

Similarmente, o oxigênio-16 assim produzido pode se fundir com outro nuclei oxigênio-16 a temperaturas por volta 1.2 x 109 K para formar súlfur-32

O16 + O16 → S32 + energia

Mas é muito mais provável que um núcleo oxigênio-16 capturará um núcleo Helio-4 (se estiver disponível) para formar Neon-20:

O16 + He4 → Ne20 + energia

A segunda reação é mais provável porque requer menor temperatura que a fusão oxigênio-oxigênio.

Assim, enquanto a estrela evolui, elementos mais pesados tendem a se formar mais pela captura de Helio do que pela fusão de nuclei idênticos. Pelo fato desta reação Helio-captura serem muito mais comum, elementos com massa nuclear de 4 unidades (isto é, o Helio propriamente dito), 12 unidades (carbono), 16 unidades (oxigênio), 20 unidades (Neon), 24 unidades (Magnésio), e 28 unidades (Silício) se apresentam como picos proeminentes na figura 21.12, nossa carta de abundancia cósmica. Cada elemento é construído pela combinação de elementos precedentes e um núcleo Helio-4 enquanto a estrela evolui.

ALGUMAS COMPLICAÇÕES

A captura de hélio não é de modo nenhum o único tipo da reação nuclear que ocorre em estrelas desenvolvidas. Enquanto nuclei de muitos diferentes tipos se acumulam, uma grande variedade de reações se tornam possíveis. Em algumas, prótons e neutros são liberados de seus nuclei originais e são obsorvidos por outros, resultando em um novo nuclei com massas intermediárias entre aqueles formados pela captura de Helio. Estudos laboratoriais confirmam que nuclei comum, tais como o fluorine-19, sódio-23, fósforo-31, e diversos outros, são criados desta forma. Suas abundancias, entretanto, não são tão grandes quanto as daqueles produzidos diretamente pela captura de Helio, simplesmente porque as reações Helio-captura são muito mais comuns nas estrelas. Por esta razão, muitos destes elementos (aqueles com massas não divisível por 4, a massa do núcleo Helio) são encontradas nas regiões baixas (troughs) da figura 21.12.

Ao longo do tempo silício-28 aparece no núcleo de uma estrela, uma disputa (struggle) competitiva começa entre a continuada captura de Helio para produzir nuclei mais pesados e a tendência de nuclei mais pesados quebrarem-se em outros mais simples. A causa desta quebra é o calor. Por agora a temperatura do núcleo da estrela alcançou o inimaginável imenso valor de 3 x 109 K, e os raios gama associados com esta temperatura têm bastante energia para quebrar um núcleo, como ilustrado na figura 21.16 (detalhe a).  Este é o mesmo processo de Fotodesintegração que irá ultimamente acelerar o final colapso do núcleo ferro da estrela em direção a uma Supernova Tipo II.


Figura 21.16 : detalhe a: A altas temperaturas, nuclei pesado (tal qual silício, mostrado aqui) podem se quebrar para nuclei Helio por ação de fótons de alta energia. Detalhe b: Outro nuclei pode capturar o nuclei Helio – ou partículas alpha – assim produzidas, formando elementos mais pesados pelo assim chamado processo alfa. Este processo continua até a formação de ferro.

Sob intenso calor, alguns nuclei silício-28 se quebram em 7  nuclei Helio-4. Outros nuclei próximos e que ainda não foram Fotodesintegrados podem capturar alguns ou todos estes nuclei Helio-4, levando a formação de elementos ainda mais pesados (figura 21.1 detalhe b).  O processo de Fotodesintegração provê matéria prima que permite o processo de Helio-captura prosseguir para aumentar massas (to proceed to greater masses). O processo continua, com alguns nuclei pesados sendo destruídos e outros aumentando em massa. Na sucessão a estrela forma Súlfur-32, argon-36, cálcio-40, titânio-44, cromo-48, ferro-52, e níquel-56. A cadeia de reações a partir do silício-28 até níquel-56 é

Si28 + 7(He4) → Ni4 + energia

Este processo em duas etapas – Fotodesintegração seguida pela captura direta de alguns ou todos nuclei Helio-4 resultante (ou partículas alpha) – é frequentemente chamado de processo alfa.
 
Uma maior complicação entra no cenário aqui: Nickel-56 é instável. Ele decai rapidamente, primeiro em cobalto-56, depois em estável núcleo de ferro-56. Qualquer núcleo instável continuará a decair até que a estabilidade seja alcançada, e ferro-56 é o mais estável de todos nuclei. Assim, o processo alfa leva inevitavelmente para o preenchimento (buildup) de ferro no núcleo estelar.

26 prótons e 30 neutros do ferro são mantidos juntos mais fortemente que as partículas em qualquer outro núcleo. Ferro é conhecido como tendo a maior energia de ligação nuclear de qualquer elemento. Qualquer núcleo com mais ou menos portons ou neutros tem menos energia de ligação nuclear e não são tão estáveis quanto o núcleo ferro-56. Esta estabilidade aprimorada do ferro explica porque alguns dos nuclei mais pesados no grupo ferro estão mais abundantes que muitos outros nuclei mais leves. (veja tabela 21.1 e figura 21.12) – nuclei tende acumular próximo do ferro enquanto as estrelas evoluem.

CRIANDO ELEMENTOS ALÉM DO FERRO

Há dezenas de elementos muito mais pesados que ferro. Mas se o processo alfa termina no ferro, como se formam este elementos altamente pesados ? Para forma-los, algum outro processo nuclear que não o processo de Helio-captura tem que estar envolvido.  Este processo é captura de nêutrons – a  formação de nuclei mais pesados pela absorção de nêutrons.

 Nas profundezas do interior de uma estrela evoluída, as condições são maduras para a captura de nêutrons ocorrer. Nêutrons são produzidos como subproduto de muitas reações nucelares, assim há muitos deles presente para interagir com ferro e outros nuclei. Nêutrons não têm carga, assim não há barreira repulsiva para eles superarem em combinando com nuclei de carga positiva. Como mais e mais nuclei se juntam ao núcleo ferro,  a sua massa continua crescendo.

 Adicionando nêutrons ao núcleo – ferro, por exemplo – não muda o elemento. Mais exatamente, um isótopo mais massivo é produzido. Eventualmente, entretanto, uma grande quantidade de neutros são adicionados ao núcleo que os torna instável e então decai radioativamente para formar um núcleo estável de algum outro elemento. O processo de nêutron-captura continua. Por exemplo, um núcleo ferro-56 pode capturar um simples nêutron para formar um relativamente estável isótopo, ferro-57

Fe56 + n →  Fe57

Isto pode ser seguido por outra captura de Nêutron,

Fe57 + n →  Fe58

produzindo um outro relativamente estável isótopo, ferro-58. Ferro-58 pode capturar ainda um outro neutro para produzir até mesmo o mais pesado isótopo do ferro

Fe58 + n →  Fe59

Ferro-59 é conhecido de experimentos laboratoriais por ser radiotivamente instável. Ele decai em questão de um mês em cobalto-59, o qual é estável. O processo nêutron-captura então prossegue: Cobalto-59 captura um nêutron para formar o instável cobalto-60, o qual por sua vez decai para níquel-60, e assim por diante.

Cada sucessiva captura de um nêutron por um núcleo tipicamente leva em média um ano, assim muitos nulei instáveis têm pleno tempo para decair antes que o próximo nêutron venha. Pesquisadores frequentemente se referem a este lento mecanismo de nêutron-captura como de s-processo. É a origem do cobre e da prata de nossas moedas em nossos bolsos, o chumbo de nossas baterias para carros, o ouro (ou o zircônio) nos anéis em nossos dedos.

CRIANDO OS MAIS PESADOS ELEMENTOS

A moderna imagem de formação de elementos envolve muitos diferentes tipos de reação nuclear ocorrendo em muitos estágios diferentes da evolução estelar, das estrelas na sequencia principal até ás Supernovae. Elementos leves – do hidrogênio ao ferro – são construídos primeiro pela fusão, então pela alfa-captura, com captura de prótons e nêutrons preenchendo os espaços. Elementos além do ferro formam-se pela nêutron-captura e decaimento radioativo. Como nós sabemos que estrelas realmente produzem elementos pesados deste modo ? Podemos estar seguro que este cenários está correto ? Somos ressegurados da saúde das nossas teorias por três peças convincentes de evidência.

Primeiro, a taxa pela qual vários nuclei são capturados e a taxa pela qual eles decaem são conhecidas de experimentos laboratoriais. Quando estas taxas são incorporadas em modelos computadorizados detalhados do processo nuclear ocorrente em estrelas e Supernovae, o resultado da abundancia elementar está plenamente de acordo, ponto a ponto, com os dados observacionais apresentados na figura 21.12 e tabela 21.1.  A igualdade é remarcavelmente boa para elementos até o ferro e é ainda mais próxima para nuclei mais pesados. Assim, embora ninguém nunca tenha observado a formação de nucei pesados nas estrelas, nós podemos ser razoavelmente confidente de que a teoria da nucleossíntese estelar faz bom sentido no contexto da física nuclear e evolução estelar. Embora o raciocínio seja indireto, a concordância entre teoria e observação está batendo tanto que a maior parte dos astrônomos a consideram como evidência forte em apoio à teoria inteira da evolução estelar e da nucleossínteses.

Segundo, a presença de um núcleo particular – technetium-99 – provê evidências diretas de que a formação de elementos pesados realmente ocorre nos núcleos das estrelas. Medições laboratoriais mostram que o núcleo technetium tem uma meia vida radioativa por volta de 200.000 anos. Isto é um tempo muito curto astronomicamente falando. Ninguém encontrou traços naturais de ocorrência de technetium na Terra porque todos decaíram há muito tempo. A presença observada de technetium no espectro de muitas estrelas gigantes vermelhas implica que ele deve ter sido sintetizado através da nêutron-captura – a única forma conhecida para formar technetium – dentro das últimas centenas de milhares de anos. De outra forma, não os observaríamos. Muitos astrônomos consideram a evidencia espectroscópica para technetium como prova de que o s-processo realmente acontece nas estrelas evoluídas.

Terceiro, o estudo das curvas de luz típicas de Supernovae Tipo I indicam que nuclei radioativos se formam como um resultado da explosão. Figura 21.17 (detalhe a) (veja também figura 21.7) mostram o dramático crescimento em luminosidade no momento da explosão e a característica lenta diminuição no brilho. Dependendo da massa inicial da estrela explodida, a luminosidade dura de diversos meses até alguns anos para redução a sua intensidade original, mas a forma da curva de decaimento é aproximadamente a mesma para todas as estrelas explodidas. Estas curvas têm duas distintas características. Após o pico inicial, a luminosidade primeiro declina rapidamente, então começa a decair em uma taxa mais lenta. Esta mudança no decaimento da luminosidade invariavelmente acontece por volta de 2 meses após a explosão, independente da intensidade da irrupção.


Figura 21.17 : Detalhe a: A curva de luz de uma Supernova Tipo I, mostrando não somente o dramático acréscimo e a lenta diminuição em luminosidade, mas também a característica na taxa de decaimento por volta de 2 meses após a explosão (após o tempo indicado pela seta). Esta Supernova particular ocorreu na distante galáxia IC 4182 em 1938. As cruzes são observações reais da luz da Supernova. Detalhe b: Cálculos teóricos da luz emitida pelo decaimento radioativo do níquel-56 e cobalto-56 produz uma curva de luz similar aquelas realmente observadas numa real explosão supernova, emprestando forte suporte para a teoria de nucleossíntese estelar.

Nós podemos explicar o declínio em dois estágios da curva de luminosidade na figura 21.17 (detalhe a) em termos do decaimento radioativo de nuclei instável, notadamente níquel-56 e cobalto-56, produzido em abundancia durante os momentos mais cedo da explosão supernova. Do modelo teórico da explosão, nós podemos calcular o montante destes elementos esperados para serem formados, e nós sabemos de suas meia-vida dos experimentos laboratoriais. Por cada decaimento produzir um conhecido montante de luz visível, nós podemos então determinar como a luz emitida por estes elementos instáveis deveria variar no tempo. O resultado está em muito boa concordância com o observado na curva de luz na figura 21.17 (detalhe b) – a luminosidade de uma supernosva Tipo I é inteiramente consistente com o decaimento por volta de 0.6 massa solar de níquel-56. Mais evidencias diretas para a presença destes nuclei instáveis foi obtida em 1970, quando uma característica do espectro de raio gama do decaimento do cobato-56 foi pela primeira vez identificado em uma supernova observada em uma  distante galáxia.

21.5 A EVOLUÇÃO DO CICLO ESTELAR

A evidencia em favor da teoria de nucleossíntese estelar é esmagadora. Cálculos teóricos de caminhos evolutivos estelares predizem que elementos pesados são criados nas profundezas internas das estrelas, e estudos espectroscópicos de gigantes e remanentes estelar cofirma esta ideia. Da mesma forma a teoria prediz as diferenças distintas observadas na abundância de elemento pesado entre velhos aglomerados globulares e as estrelas mais jovens de aglomerados galácticos. As estelas mais jovens contêm mais elementos pesados. A razão para isto é que estes elementos foram vagarosamente produzidos ao longo do tempo, e cada nova geração de estrelas aumenta sua concentração nas nuvens interestelares das quais a próxima geração irá se formar. Como resultado, uma estrela recentemente formada contem muito mais abundancia de elementos pesados do que uma estrela formada há bastante tempo. Nos últimos três Capítulos, nós temos visto todos os ingredientes que compõem (that make up) o completo ciclo de formação de estrela e evolução em nossa Galáxia. Vamos brevemente resumir este processo, com a ilustração da figura 21.18

1. Estrelas se formam quando parte de uma nuvem interestelar é comprimida além do ponto no qual ela pode se sustentar contra a sua própria gravidade A nuvem colapsa e fragmenta, formando um aglomerado de estrelas. A estrela mais quente aquece e ioniza o gás que a rodeia, enviando ondas de choque através da nuvem a sua volta, possibilitando a geração de novas estrelas.

2. Dentro do aglomerado, estrelas evoluem. A estrela mais massiva evolui rapidamente, criando elementos pesados em seu núcleo e espalhando-os em direção ao meio interestelar em explosões supernova. As estrelas mais leves levam mais tempo para evoluir, mas elas também podem criar elementos pesados e podem contribuir para semear o espaço interestelar quando elas dispersarem seus envelopes como nebulosas planetárias.

3. A criação e dispersão de novos elementos pesados são acompanhados por maiores ondas de choque. Sua propagação simultaneamente enriquece o meio interestelar e o comprime para mais formações estelares.

Deste modo, embora algum material seja usado em cada ciclo – transformado em energia ou aprisionado em estrelas de pouca massa – a Galáxia continuadamente recicla sua matéria. Cada novo circulo de formação cria estrelas com mais elementos pesados que a geração precedente tinha. De velhos, agrupamentos estrelares pobre em metal para os novos, aglomerados abertos ricos em metal, nós observamos este processo de enriquecimento em ação. Nosso Sol é um produto de muitos destes ciclos. Sem os elementos pesados sintetizados nos corações das estrelas, a vida na Terra não existiria.


Figura 21.18 : O ciclo de formação de estrelas e evolução continuamente enche novamente a Galáxia com novos elementos pesados e provê força motriz para  criação de nova geração de estrelas.

SUBARTIGO 21.1

SUPERNOVAE PRÓXIMAS

Somente seis Supernoave galática foram registradas nos últimos 1000 anos. A figura anexa mostra suas posições na Via Láctea. Elas estão etiquetadas pelo ano em que apareceram. A Supernova Cassiopeia A (CasA) aparentemente não foi percebida opticamente, embora estudos modernos de radio sugerem que a primeira luz desta explosão deve ter atingido a Terra pelo século 17. A imagem seguinte combinando radio-visível-raio X é prova dramática que estes remanetes de supernova, embora invisível, provocam bastante impacto. (Azul é radio, vermelho é optico, e verde é raio X).

A maioria dos astrônomos assumem que muito mais estrelas que estas seis tenham explodido em nossa Galáxia. Por que não as temos visto ? Possivelmente por estarem muito distantes para serem detectadas à olho nú ou talvez nuvens escuras no plano galático as tenham mantido fora de visão. Cada supernova da Via Láctea mapeada na primeira figura está em nossa vizinhança - isto é no nosso quadrante da Galáxia - e a pelo menos 100 pc acima ou abaixo do plano galático. Estudos da taxa na qual supernovae ocorrem sugerem que nós podemos esperar uma distante de 100 pc do nosso Sol somente a cada 500.000 anos. Assim, uma verdadeiramente próxima supernova seria um raro evento. A humanidade está destinada a ver todas as supernovae à distancia.

Apesar da raridade, supernovae próximas podem conceptivelmente jogar uma importante regra determinando o desenvolvimento da vida na Terra. Uma supernova em uma distancia de poucos parsecs bombardearia nosso planeta com radiações de alta energia por um período de diversos meses, possivelmente causando substancial mudanças de longo prazo na atmosfera, particularmente na camada de ozônio. Alguns cientistas foram mais longe e sugeriram que tais eventos podem ser responsáveis por episódios de extinção em massa que sabidamente ocorreram a milhões de anos a traz, no qual, de acordo com registros fósseis, 95 por cento de toda a vida no nosso planeta desapareceu em um período de tempo muito curto. (Lembremos entretanto que este não é necessariamente a única explicação astronômica para extinção em massa no nosso planeta)

SUBARTIGO  21.2

SUPERNOVA 1987A

Em 1987, astrônomos foram presenteados por uma espetacular supernova na Grande Nuvem de Magalhães. Observadores no Chile foram os primeiros a ver a explosão em 24 de fevereiro, e em poucas horas todos os telescópios do hemisfério sul e todos os satélites orbitais disponíveis focaram o objeto. Foi oficialmente nomeada de SN1987A (SN signfica supernova, 1987 significa o ano e A identifica que foi a primeira neste ano). Esta foi uma das mais dramáticas mudanças observada no universo nos últimos 400 anos. Uma estrela supergigante tipo B de 15 massas solares, com nome catalogado como SK69°202 detonou, eclipsando por poucas semanas todas as outras estrelas da LMC ,  como mostrado na imagem do antes e depois, anexada.

Porque a LMC está perto da Terra e porque a explosão foi detectada logo que ocorreu, SN1987A proveu aos cientistas com um enorme volume de informações detalhadas sobre supernovae, permitindo aos astrônomos comparar os modelos teóricos com a realidade observada. Por muito a teoria da evolução estelar descrita nos textos tiveram pleno sustento. E ainda mais, SN1987A apresentou algumas surpresas.

De acordo com seu espectro rico em hidrogênio, a supernova foi do tipo II - implosão e explosão do núcleo de ferro - como esperado para estrelas de grande massa tal qual SK69°202. Mas observando a figura 20.16 (que foi computada para estrelas em nossa própria Galáxia) mostra que de acordo com a teoria, a estrela deveria ser um gigante vermelha no momento da explosão - não uma supergigante azul, como observado na realidade. Esta inesperada informação levou os teóricos a buscar e pesquisar uma razão, e muitas possibilidades foram consideradas antes que uma explicação se adequasse aos fatos acontecidos. Parece que o envelope da progenitora era deficiente em elementos pesados comparado com estrelas jovens na Via Láctea. Esta deficiência teve um pequeno efeito na evolução do núcleo e na explosão supernova propriamente dita, mas mudou a trajetória evolucionária da estrela no diagrama H-R.
Diferentemente de uma estrela de mesma massa da Via Láctea, uma vez que o Helio iniciou ignição no núcleo de SK69°202, a estrela encolheu em tamanho e retornou direto para a sequencia principal. A estrela justamente começou a retornar para o correto no diagrama H - R seguindo a ignição de carbono, com a temperatura de superfície por volta de 20.000 K, quando a  rápida cadeia de eventos levou para acontecer a supernova.

A curva de luz da SN1987A também diferiu um pouco da forma padrão de uma Tipo II (veja figura 21.7), e o pico de brilho foi somente por volta de 1/10 do valor esperado.

Por alguns dias após a detecção inicial, a supernova reduziu o brilho como se estivesse expandido e esfriado rapidamente. Após algumas semanas a temperatura de superfície caiu para aproximadamente 5.000 K, ponto no qual prótons e elétrons próximos na superfície em expansão recombinaram em hidrogênio atômico. Esta recombinação fez que a camada da superfície ficasse menos opaca e permitisse que mais radiação do interior escapasse para fora. A supernova embranqueceu rapidamente enquanto crescia.  A temperatura das camadas em expansão alcançou seu pico no final de maio, tendo sua fotosfera expandido para aproximadamente 2 x 1010 km – um pouco maior que nosso sistema solar.

Subsequentemente, a fotosfera se esfriou conforme expandia, e a luminosidade caía enquanto a fonte interna de calor vinda da explosão escapava para o espaço.

Muito do descrito poderia se aplicar igualmente bem para uma Supernova Tipo II em nossa própria galáxia. As diferenças entre a curva de luz da SN1987A e da curva de luz da figura 21.7 são principalmente o resultado do (relativamente) pequeno tamanho da estrela progenitora. O pico de luminosidade de SN1987A foi menos que uma normal supernova Tipo II porque a progenitora SK69°202 era pequena e bastante atada pela gravidade. A grande quantidade de energia emitida na forma de radiação visível foi usada na expansão do envelope da SN1987A, e uma menor parte se radiou para o espaço. Assim, a luminosidade da SN1987A durante os primeiros meses foi baixa, e o rápido pico evidente na figura 21.7 não ocorreu.

O pico na curva de luz da SN1987A por volta de 80 dias corresponde na verdade ao plator na curva de luz de uma Tipo II da figura 21.7

A teoria de evolução estelar pode ser estendida para se adequar aos fatos ocorridos com SN1987A. Entretanto, a inesperada cor e tamanho da progenitora de supernova sublinhou a importância dos testes observacionais e a necessidade de verificar a elaboração de diferentes modelos teóricos. É tão importante conhecer que modelo – no caso, sobre a estrela – usar nos cálculos, como executar os cálculos corretamente !

Por volta de 20 horas antes da supernova ser detectada visualmente, um breve (por volta de 13 segundos) e  grandes emissões de neutrinos foi simultaneamente registrado por detectores terrestres no Japão e Estados Unidos. Como discutido no texto, os neutrinos são previsto para surgir quando elétrons e prótons em uma estrela colapsando o núcleo se fundem para formar nêutrons. Os neutrinos precedem a luz porque eles escapam durante o colapso, ao passo que a primeira luz da explosão foi emitida somente após o choque supernova ter varrido através do corpo da estrela para a superfície. De fato, modelos teóricos, consistentes com estas observações, sugerem que muito mais energia foi emitida na forma de neutrinos do que em qualquer outra forma. A luminosidade dos neutrinos da supernova foi muitas dezenas de milhares de vezes maior que a energia óptica emitida.

Apesar de alguns não resolvidos detalhes no comportamento da SN1987A, detecção destes pulsos de neutrinos é considerado como brilhante confirmação da teoria. Este evento singular – detecção de neutrinos – pode muito bem ser um bom presságio para um nova época da astronomia. Pela primeira vez, astrônomos receberam informação da periferia do sistema solar por radiações fora do espectro do eletromagnético.

A teoria prediz que o remanescente da SN1987A será grande o suficiente para ser resolvido e visualizado por telescópios ópticos dentro de poucos anos. A primeira fotografia acompanhando foi tirada pelo Telescópio Espacial Hubble nos finais de 1990. Ela mostra os não bem resolvidos remanescentes (em vermelho) circundado por uma bem maior concha de gás brilhante (em amarelo).  Cientistas acham que a estrela progenitora expeliu esta concha durante sua fase de gigante vermelha, alguns 40.000 anos antes da explosão. A imagem que nós vemos resulta do flash inicial de luz ultravioleta da supernova aquecendo o anel e produzindo seu brilho esbranquiçado. Por volta de 10 anos, os dejetos com movimentos mais rápidos do remanescente irão atingir o anel, tornando-o numa intensa fonte de raios X.

A foto com superexposição, tirada em 1994, mostra o núcleo dos dejetos movendo-se diretamente para o anel. Ela também revela, para surpresa de todo mundo, dois adicionais e tênues anéis que podem ser radiações varrendo através da bolha em forma de ampulheta de gás. Por que o gás exibe esta estrutura impar, entretanto, não é claro.

Embasado pelo sucesso da teoria de evolução estelar e armado com firmes predições teóricas do que virá por acontecer, astrônomos ansiosamente aguardam por desenvolvimentos futuros na estória deste remarcável objeto.