Explosão de uma estrela revelada apenas um dia após a detecção

Observações muito rápidas efetuadas com o Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO) revelaram a morte explosiva de uma estrela no momento em que a explosão irrompia da superfície da estrela.

© ESO (ilustração da forma inicial da explosão de uma supernova)

Pela primeira vez, os astrônomos revelaram a forma da explosão na sua fugaz fase inicial. Esta fase inicial já não teria sido possível observar no dia a seguir e ajuda-nos a responder a uma série de questões sobre como é que as estrelas massivas explodem, transformando-se em supernovas.

Quando a explosão da supernova SN 2024ggi foi detectada pela primeira vez na noite de 10 de Abril de 2024, Yi Yang, professor assistente da Universidade Tsinghua em Pequim, na China, agiu rapidamente enviando uma proposta de observação ao ESO. No seguimento de um processo de aprovação muito rápido, no dia 11 de Abril o ESO apontou o seu telescópio VLT, instalado no Chile, à supernova, 26 horas apenas após a detecção inicial.

A SN 2024ggi situa-se na galáxia NGC 3621, na direção da constelação da Hidra, a 22 milhões de anos-luz de distância da Terra. Com um grande telescópio e o instrumento certo, a equipe internacional sabia que tinha uma oportunidade rara de desvendar a forma da explosão logo após a sua ocorrência.

© VLT (NGC 3621)

A geometria de uma explosão de supernova fornece informações fundamentais sobre a evolução estelar e os processos físicos envolvidos. Os mecanismos exatos por detrás das explosões de estrelas massivas, com mais de oito vezes a massa do Sol, sob a forma de supernovas, continuam sendo debatidos e permanecem uma das questões fundamentais abordadas pelos cientistas.

A estrela progenitora desta supernova era uma supergigante vermelha, com uma massa 12 a 15 vezes superior à do Sol e um raio 500 vezes maior, o que faz da SN 2024ggi um exemplo clássico de explosão de uma estrela massiva.

Sabemos que, durante a sua vida, uma estrela típica mantém a sua forma esférica como resultado de um equilíbrio muito preciso entre a força gravitacional, que tende a comprimi-la, e a pressão do seu motor nuclear, que tende a expandi-la. Quando a sua última fonte de combustível se esgota, o motor nuclear começa a falhar. Para estrelas massivas, isto marca o início da fase de supernova: o núcleo da estrela moribunda entra em colapso, as conchas de massa que o rodeiam caem sobre ele e ricocheteiam. Este choque propaga-se para o exterior, destruindo a estrela. Quando o choque irrompe da superfície estelar, são liberadas enormes quantidades de energia, a supernova brilha de forma dramática e pode então ser observada. Durante um período de tempo muito curto, a forma inicial da explosão pode ser estudada, antes da supernova começar a interagir com o material que circunda a estrela moribunda.

Foi isso que os astrónomos conseguiram observar pela primeira vez com o auxílio do VLT do ESO, utilizando uma técnica chamada espectropolarimetria. A espectropolarimetria fornece informações relativas à geometria da explosão que outro tipo de observações não consegue, uma vez que as escalas angulares são demasiado pequenas. Apesar da estrela que está explodindo parecer um único ponto, a polarização da sua luz contém pistas ocultas sobre a sua geometria, as quais podem ser desvendadas. As partículas de luz (fótons) possuem uma propriedade a que chamamos polarização. Numa esfera, a forma da maioria das estrelas, a polarização dos fótons individuais cancela-se entre si, o que faz com que a polarização total do objeto seja zero. Quando medem uma polarização diferente de zero, os astrônomos podem usar essa medição para inferir a forma do objeto (estrela ou supernova) que emitiu a luz observada.

Estes resultados sugerem um mecanismo físico comum que impulsiona a explosão de muitas estrelas massivas e que manifesta uma simetria axial bem definida e atua em larga escala. No seguimento desta descoberta, os astrônomos podem já descartar alguns dos atuais modelos de supernova e adicionar novas informações para melhorar outros, evidenciando pistas preciosas sobre as mortes explosivas de estrelas massivas.

Este trabalho foi publicado na revista da especialidade Science Advances.

Fonte: ESO

Focando numa galáxia

A imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble apresenta a galáxia NGC 3370 captada várias vezes ao longo de mais de 20 anos.

© Hubble (NGC 3370)

A NGC 3370 é uma galáxia espiral localizada a quase 90 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Leão. A NGC 3370 faz parte do grupo de galáxias NGC 3370, juntamente com outros alvos do Hubble, como a NGC 3447 e a NGC 3455. 

O que torna essa galáxia um alvo tão interessante para os pesquisadores?

A NGC 3370 abriga dois tipos de objetos que os astrônomos valorizam por sua utilidade na determinação de distâncias a galáxias distantes: estrelas variáveis Cefeidas e supernovas do Tipo Ia. 

As estrelas variáveis Cefeidas mudam de tamanho e temperatura à medida que pulsam. Como resultado, a luminosidade dessas estrelas varia ao longo de dias ou meses. Essa variação revela algo importante: quanto mais luminosa for uma estrela variável Cefeida, mais lentamente ela pulsa. Ao medir o tempo que o brilho de uma variável Cefeida leva para completar um ciclo, os astrônomos podem determinar o brilho intrínseco da estrela. Combinando essa informação com o brilho aparente da estrela vista da Terra, é possível determinar a distância até a estrela e sua galáxia de origem.

As supernovas do Tipo Ia fornecem uma maneira de medir distâncias em uma única explosão, em vez de por meio de variações regulares de brilho. As supernovas do Tipo Ia ocorrem quando o núcleo morto de uma estrela entra em ignição em um súbito surto de fusão nuclear. Essas explosões atingem picos de luminosidade muito semelhantes e, assim como no caso das estrelas variáveis Cefeidas, conhecer o brilho intrínseco de uma explosão de supernova permite medir sua distância.

As observações de estrelas variáveis Cefeidas e supernovas do Tipo Ia são cruciais para medir com precisão a velocidade de expansão do nosso Universo.

Uma imagem anterior da NGC 3370 feita pelo Hubble foi divulgada em 2003. A imagem divulgada agora amplia a visão da galáxia, apresentando uma perspectiva rica em detalhes que incorpora comprimentos de onda de luz que não estavam incluídos na versão anterior.

Fonte: ESA

Da Flor à Cabeça de Alho

Esta imagem na constelação de Cassiopeia mostra a região formada por NGC 7822 e Sh2-170 que delineia o famoso ponto de interrogação cósmico.

© Julien De Winter (Sh2-170 e Abell 85)

Esta imagem foca no "ponto": Sh2-170, no canto superior esquerdo, uma nebulosa circular de emissão frequentemente apelidada de Pequena Roseta. Em contraste, no canto inferior direito se estende o vasto remanescente de supernova Abell 85 (CTB 1). Esta bolha filamentosa, com idade entre 20.000 e 30.000 anos, abrange mais de 100 anos-luz de diâmetro. Suas estruturas são particularmente tênues: os filamentos (OIII), extremamente fracos, foram revelados aqui graças a um processamento paciente e meticuloso, destacando a onda de choque da explosão interagindo com o gás circundante.

Entre esses dois objetos, uma rede de nuvens filamentosas de hidrogênio completa o campo. A origem dessa estrutura se assemelha fortemente a uma SNR (remanescente de supernova). 

Esta cena, composta por Sh2-170 e Abell 85, ilustra duas facetas opostas da evolução estelar: a formação de novas estrelas dentro de uma nebulosa compacta e a morte violenta de uma estrela massiva em um remanescente de supernova. 

A nebulosa Sh2-170, que foi descoberta por Stewart Sharpless em 1959, é uma nebulosa de emissão localizada a aproximadamente 7.500 anos-luz da Terra. Ela se estende por quase 70 anos-luz, mas sua aparência circular e compacta lhe rendeu o apelido de "Pequena Roseta", em referência à famosa Nebulosa da Roseta em Monoceros. É um berçário estelar, onde novas gerações de estrelas nascem em meio a nuvens de gás e poeira.

O remanescente de supernova Abell 85, que foi descoberto em meados do século XX, foi inicialmente classificada como uma nebulosa planetária por George O. Abell em seu catálogo de 1955, devido à sua aparência difusa e anular em Hα. No entanto, observações de rádio subsequentes revelaram sua verdadeira natureza: um remanescente de supernova, agora conhecido como CTB 1. Localizado a cerca de 9.000 anos-luz de distância, Abell 85 é um dos maiores remanescentes de supernova visíveis da Terra. Seus filamentos mais brilhantes estão concentrados na parte leste, onde a onda de choque encontra um meio interestelar mais denso, enquanto a parte oeste revela apenas filamentos extremamente tênues, cuja detecção em (OIII) é um verdadeiro desafio para a obtenção de imagens.

A aquisição da imagem levou quase 27 horas de exposição para detectar os objetos. Uma testemunha magnífica da morte de uma estrela massiva, Abell 85 nos lembra que cada cicatriz cósmica preserva a memória de um antigo cataclismo.

Fonte: Amateur Astronomy Photo of the Day

Novo método para detectar supernovas após explosão

As supernovas são enormes explosões que marcam a fase final da vida de uma estrela. Por serem repentinas e imprevisíveis, foram durante muito tempo difíceis de estudar, mas, atualmente os astrônomos podem descobrir supernovas quase diariamente.

© DSS / Chandra (SN 1572)

Composição de SN 1572 na constelação de Cassiopeia. Os dados de raios X do Chandra foram combinados com uma imagem óptica das estrelas no mesmo campo de visão pelo DSS (Digitized Sky Survey).

Um novo estudo liderado pelo ICE-CSIC (Instituto de Ciencias Espaciales - Consejo Superior de Investigaciones Científicas), Espanha, apresenta um novo método para detectar supernovas horas depois de entrarem em erupção.

O estudo centra-se numa amostra de dez supernovas, utilizando observações do GTC (Gran Telescopio de Canarias). Mostra como protocolos específicos e um rápido acompanhamento telescópico podem captar os primeiros espectros destas explosões estelares, idealmente dentro de 48 horas, ou mesmo 24 horas após a sua primeira luz. Este avanço oferece uma oportunidade sem precedentes para estudar os momentos imediatamente a seguir à morte de uma estrela e torna a detecção rápida essencial para compreender as suas origens e evolução. 

As supernovas dividem-se em duas grandes categorias, determinadas pela massa da estrela progenitora. As supernovas termonucleares envolvem estrelas cuja massa inicial não excedia as oito massas solares. O estágio evolutivo mais avançado destas estrelas antes da supernova é a anã branca, objetos muito antigos que já não têm um núcleo ativo que produza calor. As anãs brancas podem permanecer em equilíbrio durante muito tempo, apoiadas por um efeito quântico chamado pressão de degeneração de elétrons. Se uma estrela deste tipo estiver localizada num sistema binário, pode sugar matéria da sua companheira. A massa extra aumenta a pressão interna até que a anã branca explode como uma supernova.

A segunda categoria de supernovas envolve estrelas muito massivas, com mais de oito massas solares. Brilham graças à fusão nuclear nos seus núcleos, mas quando a estrela queima átomos progressivamente mais pesados, até ao ponto em que a fusão deixa de produzir energia, o núcleo entra em colapso. Nesse momento, a estrela colapsa porque a gravidade deixa de ser contrabalançada; a rápida contração aumenta drasticamente a pressão interna desencadeia a explosão. 

As primeiras horas e dias após a explosão de uma supernova preservam pistas diretas sobre o sistema progenitor, informação que ajuda a distinguir modelos rivais da explosão, a estimar parâmetros críticos e a estudar o ambiente local. Historicamente, a obtenção destes dados iniciais era difícil porque a maioria das supernovas era descoberta dias ou semanas após a explosão. Os modernos levantamentos de campo amplo, cobrindo grandes faixas do céu e revisitando-as frequentemente, estão mudando esse quadro e permitindo descobertas em meras horas ou dias.

O estudo relata dez supernovas: metade termonucleares, metade de colapso do núcleo. A maior parte delas foi observada no prazo de seis dias após a explosão estimada e, em dois casos, no prazo de 48 horas. O protocolo começa com uma busca rápida de candidatos com base em dois critérios: o sinal luminoso deve estar ausente nas imagens da noite anterior e a nova fonte deve situar-se no interior de uma galáxia. Quando ambas as condições são satisfeitas, a equipe aciona o instrumento OSIRIS montado no GTC para obter um espectro.

O espectro da supernova mostra, por exemplo, se a estrela continha hidrogênio, o que significa que é uma supernova de colapso do núcleo. Conhecer a supernova nos seus primeiros momentos permite também procurar outros tipos de dados sobre o mesmo objeto, como a fotometria pelo ZTF (Zwicky Transient Facility) e pelo ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) que foram utilizados no estudo.

Essas curvas de luz mostram como o brilho aumenta na fase inicial; se forem vistas pequenas irregularidades, isso pode significar que outra estrela num sistema binário foi engolida pela explosão. Verificações adicionais cruzam dados de outros observatórios sobre a mesma zona do céu. Um programa espectroscópico de resposta rápida, bem coordenado com levantamentos fotométricos profundos, pode realisticamente recolher espectros um dia após a explosão, abrindo caminho para estudos sistemáticos das primeiras fases em grandes levantamentos futuros, como o LS4 (La Silla Southern Supernova Survey) e o LSST (Legacy Survey of Space and Time), ambos no Chile.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.

Fonte: Institute of Space Sciences

O conflito interno de uma estrela antes da sua explosão

De acordo com um novo estudo do observatório de raios X Chandra da NASA, o interior de uma estrela "deu voltas" antes de explodir de forma espetacular.

© Chandra (Cassiopeia A)

Hoje, esta estrela estilhaçada, conhecida como o remanescente de supernova Cassiopeia A, é um dos objetos mais conhecidos e bem estudados do céu. No entanto, há mais de trezentos anos, era uma estrela gigante à beira da autodestruição.

O novo estudo do Chandra revela que, poucas horas antes de explodir, o interior da estrela reorganizou-se violentamente. Esta alteração de última hora do seu ventre estelar tem profundas implicações para a compreensão da forma como as estrelas massivas explodem e de como os seus remanescentes depois se comportam.

A Cassiopeia A (Cas A) foi um dos primeiros objetos que o telescópio espacial observou após o seu lançamento em 1999 e os astrônomos voltaram várias vezes para o observar. 

À medida que as estrelas massivas envelhecem, formam-se elementos cada vez mais pesados no seu interior, através de reações nucleares, criando camadas tipo cebola de diferentes elementos. A sua camada exterior é majoritariamente constituída por hidrogênio, seguida de camadas de hélio, carbono e elementos progressivamente mais pesados - estendendo-se até ao centro da estrela. Quando o ferro começa a formar-se no núcleo da estrela, o jogo muda. Assim que o núcleo de ferro cresce para além de uma certa massa (cerca de 1,4 vezes a massa do Sol), já não consegue suportar o seu próprio peso e colapsa. A parte exterior da estrela cai sobre o núcleo em colapso e rebenta como uma supernova de colapso do núcleo.

A nova observação com dados do Chandra revela uma mudança que ocorreu nas profundezas da estrela nos últimos momentos da sua vida. Depois de viver durante mais de um milhão de anos, Cas A sofreu grandes alterações nas suas últimas horas antes de explodir. Pouco antes da estrela Cas A entrar em colapso, parte de uma camada interna com grandes quantidades de silício viajou para o exterior e invadiu uma camada vizinha com muito neônio. Trata-se de um acontecimento violento em que a barreira entre estas duas camadas desaparece. Esta agitação não só fez com que o material rico em silício se deslocasse para o exterior, como também forçou o material rico em neônio se deslocar para o interior.

A sobrevivência destas regiões não só fornece evidências críticas das alterações interiores da estrela, como também mostra que a mistura completa do silício e do neônio com outros elementos não ocorreu imediatamente antes ou depois da explosão. Esta ausência de mistura é prevista por modelos computacionais detalhados de estrelas massivas perto do fim das suas vidas.

Há várias implicações significativas para este tumulto interno da estrela condenada. Primeiro, pode explicar diretamente a forma assimétrica, em vez de simétrica, do remanescente Cas A em três dimensões. Segundo, uma explosão assimétrica e um campo de detritos podem ter dado um poderoso pontapé ao núcleo remanescente da estrela, agora uma estrela de nêutrons, explicando a elevada velocidade observada deste objeto. Finalmente, os fortes fluxos turbulentos criados pelas mudanças internas da estrela podem ter promovido o desenvolvimento da onda de choque da supernova, facilitando a explosão da estrela.

Estes resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

IA ajuda na descoberta de um novo tipo de supernova

Os astrônomos descobriram o que poderá ser uma estrela massiva explodindo enquanto tenta engolir um buraco negro que a acompanha, oferecendo uma explicação para uma das mais estranhas explosões estelares alguma vez observadas.

© CfA (interação explosiva entre buraco negro e estrela massiva)

A descoberta foi feita por uma equipe liderada pelo Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian e pelo MIT (Massachusetts Institute of Technology), no âmbito do levantamento YSE (Young Supernova Experiment).

A explosão, designada SN 2023zkd, foi descoberta pela primeira vez em julho de 2023 pelo ZTF (Zwicky Transient Facility). Um novo algoritmo de inteligência artificial concebido para detectar explosões incomuns em tempo real foi o primeiro a detectar a explosão, e esse alerta precoce permitiu que os astrônomos iniciassem imediatamente observações de acompanhamento, um passo essencial para captar a história completa da explosão. Quando a explosão terminou, já tinha sido observada por um grande conjunto de telescópios, tanto no solo como a partir do espaço.

Os cientistas pensam que a interpretação mais provável é que a estrela massiva estava presa numa órbita mortal com um buraco negro. À medida que a energia da órbita se perdia, a sua separação diminuiu até que a supernova foi desencadeada pelo stress gravitacional da estrela, que engoliu parcialmente o buraco negro.

Uma interpretação alternativa considerada pela equipe é que o buraco negro despedaçou completamente a estrela antes que esta pudesse explodir por si própria. Nesse caso, o buraco negro puxou rapidamente os detritos da estrela e a emissão da supernova foi gerada quando os detritos colidiram com o gás que os rodeava. Em ambos os casos, um único buraco negro, mais massivo, é deixado para trás.

Localizada a cerca de 730 milhões de anos-luz da Terra, SN 2023zkd parecia inicialmente uma supernova típica, com uma única explosão de luz. Mas quando os cientistas seguiram o seu declínio ao longo de vários meses, fez algo inesperado: voltou a brilhar. Para compreender este comportamento incomum, os cientistas analisaram dados de arquivo, que revelaram algo ainda mais estranho: o sistema aumentou lentamente de brilho ao longo de mais de quatro anos antes da explosão.

Este tipo de atividade a longo prazo, pré-explosão, é raramente visto em supernovas. Análises detalhadas revelaram que a luz da explosão foi moldada pelo material que a estrela tinha liberado nos anos anteriores à sua morte. O brilho inicial foi causado pela onda de explosão da supernova que atingiu gás de baixa densidade. O segundo pico, mais tardio, foi causado por uma colisão mais lenta, mas sustentada, com uma nuvem espessa, semelhante a um disco.

Esta estrutura e o comportamento errático da estrela antes da explosão sugerem que a estrela moribunda estava sob extrema tensão gravitacional, provavelmente de uma companheira compacta próxima, como um buraco negro. 

Esta descoberta mostra como é importante estudar a forma como as estrelas massivas interagem com as suas companheiras à medida que se aproximam do fim das suas vidas. Há já algum tempo que é conhecido que a maioria das estrelas massivas se encontram em binários, mas apanhar uma no ato de troca de massa pouco antes de explodir é incrivelmente raro. 

Com o Observatório Vera C. Rubin revelando recentemente as suas primeiras imagens e se preparando para observar todo o céu de poucas em poucas noites, esta descoberta marca um vislumbre do que está para vir. Novos e poderosos observatórios, combinados com sistemas de IA em tempo real, permitirão em breve que a descoberta de muitas mais explosões raras e complexas e comecem a mapear a forma como estrelas massivas vivem e morrem em sistemas binários.

O levantamento YSE continuará complementando o Rubin, utilizando os telescópios Pan-STARRS1 e Pan-STARRS2 para identificar supernovas pouco depois da explosão. Esta abordagem oferece uma forma econômica de estudar o Universo próximo e dinâmico.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics