Uma supernova é o conjunto de fenômenos que resultam da implosão de uma estrela no final de sua vida , em particular uma explosão gigantesca que é acompanhada por um aumento breve, mas fantasticamente grande em sua luminosidade . Visto da Terra , uma supernova, portanto, freqüentemente aparece como uma nova estrela, enquanto na verdade corresponde ao desaparecimento de uma estrela.
Embora haja uma a cada dois ou três segundos no Universo Observável , as supernovas são eventos raros em uma escala humana: sua taxa é estimada em cerca de um a três por século na Via Láctea .
Nenhuma supernova foi observada em nossa galáxia, a Via Láctea, desde a invenção do telescópio. O mais próximo observado desde então é o SN 1987A , que ocorreu em uma galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães .
Eles desempenharam e ainda desempenham um papel essencial na história do Universo , pois é durante sua explosão em uma supernova que a estrela libera os elementos químicos que sintetizou durante sua existência - e durante sua existência. Própria explosão - que são então difundido no meio interestelar . Além disso, a onda de choque da supernova promove a formação de novas estrelas ao causar ou acelerar a contração de regiões do meio interestelar.
O processo que leva a uma supernova é extremamente breve: dura alguns milissegundos . Já o fenômeno luminoso persistente pode durar vários meses. No brilho máximo da explosão, a magnitude absoluta da estrela pode chegar a -19, o que a torna um objeto mais brilhante em várias ordens de magnitude do que as estrelas mais brilhantes: durante este período, a supernova pode "irradiar mais energia" (e, portanto, têm um poder maior) do que uma, ou mesmo várias galáxias inteiras. Esta é a razão pela qual uma supernova ocorrendo em nossa própria galáxia, ou mesmo em uma galáxia próxima, muitas vezes é visível a olho nu, mesmo em plena luz do dia. Várias supernovas históricas foram descritas às vezes, às vezes muito antigas; essas aparições de "novas estrelas" são interpretadas hoje como supernovas.
Há dois, na verdade, bastante distinta, os mecanismos que produzem uma supernova: a primeira, a termonuclear supernova , resulta da explosão termonuclear de um cadáver de uma estrela chamada uma anã branca , a segunda, a supernova-colapso cardíaco , segue o. Implosão de uma estrela massiva que ainda é o local de reações nucleares no momento da implosão. Essa implosão é responsável pelo deslocamento das camadas externas da estrela. Um terceiro mecanismo, ainda incerto, mas relacionado ao segundo, provavelmente ocorrerá dentro das estrelas mais massivas. É a supernova por produção de pares . Historicamente, as supernovas foram classificadas de acordo com suas características espectroscópicas . Esta classificação não era muito relevante do ponto de vista físico. Apenas as chamadas supernovas do tipo Ia (pronuncia-se “1 a” ) são termonucleares, todas as outras sendo insuficiência cardíaca.
A matéria expelida por uma supernova se expande no espaço, formando um tipo de nebulosa chamada barra de supernova . A vida útil desse tipo de nebulosa é relativamente limitada, sendo a matéria ejetada em alta velocidade (vários milhares de quilômetros por segundo), o resíduo se dissipa com relativa rapidez em escala astronômica, em algumas centenas de milhares de anos. A Nebulosa Gum ou os Laços do Cisne são exemplos de remanescentes de supernovas neste estado muito avançado de diluição no meio interestelar. A Nebulosa do Caranguejo é um exemplo de resplendor juvenil: o brilho da explosão que deu origem a ela atingiu a Terra há menos de mil anos.
O termo "supernova" vem do termo "nova", retirado do adjetivo latino nova , que significa "novo". Historicamente, foi em 1572 e depois em 1604 que o mundo ocidental descobriu que "novas estrelas" às vezes apareciam, por um tempo limitado, na abóbada celeste . Esses eventos foram descritos respectivamente por Tycho Brahe e Johannes Kepler em escritos latinos usando o termo stella nova (ver, por exemplo, De Stella Nova em Pede Serpentarii , por Kepler, publicado em 1606). Posteriormente, o aparecimento temporário de novas estrelas foi denominado o termo "nova". Esses eventos, na verdade, escondem duas classes distintas de fenômenos: pode ser uma explosão termonuclear ocorrendo na superfície de uma estrela após ela ter agregado matéria de outra estrela, sem que a explosão destrua a estrela que é sua sede, ou a explosão completa de uma estrela. A distinção entre esses dois fenômenos foi feita no decorrer da década de 1930.
Sendo o primeiro muito menos enérgico que o último, é o primeiro que manteve o nome de nova anteriormente utilizado, enquanto o segundo tomou o nome de supernova. O termo em si foi usado pela primeira vez por Walter Baade e Fritz Zwicky em 1933 ou 1934 na reunião anual da American Physical Society . Foi inicialmente escrito como "super-nova" antes de ser escrito gradualmente sem um hífen. Os escritos mais antigos que falam da observação de supernovas usam o termo nova: este é por exemplo o caso dos relatórios de observação da última supernova observada, em 1885 na galáxia de Andrômeda , SN 1885A (ver referências no artigo correspondente).
Historicamente, as supernovas foram classificadas de acordo com seu espectro , de acordo com dois tipos, denotados pelos algarismos romanos I e II, que contêm vários subtipos:
Entre as supernovas Tipo I , existem três subclasses:
Em relação às supernovas do tipo II, consideramos então o espectro cerca de três meses após o início da explosão:
Além disso, na presença de peculiaridades espectroscópicas, a letra minúscula "p" (possivelmente precedida por um travessão se um subtipo estiver presente) é adicionada, para o peculiar inglês . A última supernova próxima, SN 1987A foi neste caso. Seu tipo espectroscópico é IIp.
Na verdade, essa classificação está muito longe da realidade subjacente desses objetos. Existem dois mecanismos físicos que dão origem a uma supernova:
Evento cataclísmico que marca o fim de uma estrela, uma supernova pode resultar de dois tipos muito diferentes de eventos:
Os astrônomos dividiram as supernovas em diferentes classes, dependendo dos elementos que aparecem em seu espectro eletromagnético .
O principal elemento envolvido na classificação é a presença ou ausência de hidrogênio . Se o espectro de uma supernova não contém hidrogênio, é classificado como tipo I, caso contrário, tipo II. Esses próprios grupos têm subdivisões.
As supernovas do tipo Ia (SNIa) não apresentam hélio em seu espectro, mas silício . Como a variação na luminosidade da estrela durante uma supernova Tipo Ia é extremamente regular, o SNIa pode ser usado como velas cósmicas . Em 1998, foi por meio da observação de SNIa em galáxias distantes que os físicos descobriram que a expansão do Universo estava se acelerando .
Geralmente, acredita-se que um SNIa se origina da explosão de uma anã branca que se aproxima ou atingiu o limite de Chandrasekhar por acréscimo de matéria.
Um cenário possível que explica esse fenômeno é uma anã branca orbitando uma estrela de massa moderada. O anão atrai matéria de seu parceiro até atingir o limite de Chandrasekhar. Posteriormente, a pressão interna da estrela tornou-se insuficiente para neutralizar sua própria gravidade , a anã começa a entrar em colapso. Este colapso permite a ignição da fusão dos átomos de carbono e oxigênio que compõem a estrela. Como essa fusão não é mais regulada pelo aquecimento e expansão da estrela, como para as estrelas da seqüência principal (a pressão da estrela é a de seus elétrons degenerados, calculada por Fermi ), ocorre então uma reação de fusão descontrolada que desintegra o anão em uma gigantesca explosão termonuclear. Isso é diferente do mecanismo de formação de uma nova , em que a anã branca não atinge o limite de Chandrasekhar, mas inicia uma fusão nuclear da matéria acumulada e comprimida na superfície. O aumento da luminosidade se deve à energia liberada pela explosão e é mantida pelo tempo necessário para que o cobalto se decomponha em ferro .
Outro cenário, publicado em 2011, conclui, em torno do caso da supernova PTF10ops , que o SNIa pode ser devido à colisão de duas anãs brancas.
Na verdade, podemos distinguir quatro grupos de supernovas do tipo Ia: "NUV-blue", "NUV-red", "MUV-blue" e "irregular" . A abundância relativa de SNIa NUV-blue e NUV-red (os dois grupos mais numerosos) mudou nos últimos bilhões de anos, o que pode complicar seu uso como marcadores de expansão cósmica.
A fase final da vida de uma estrela massiva (mais de oito massas solares ) começa depois que o núcleo de ferro e níquel 56 foi construído por fases sucessivas de reações de fusão nuclear. Sendo esses elementos os mais estáveis, as reações de fusão, como a fissão nuclear do ferro, consomem energia em vez de produzi-la. Entre cerca de oito e dez massas solares , as sucessivas fusões param enquanto o coração é composto de oxigênio , néon e magnésio , mas o cenário descrito a seguir permanece válido.
No final da fase de fusão do ferro, o núcleo atinge a densidade na qual a pressão de degeneração do elétron domina (~ 1 t / cm 3 ). A camada que envolve diretamente o coração, que se tornou inerte, continua a produzir ferro e níquel na superfície do coração. Sua massa, portanto, continua a aumentar até atingir a "massa Chandrasekhar" (aproximadamente 1,4 massa solar). Neste momento, a pressão de degeneração dos elétrons é ultrapassada. O coração se contrai e desmorona. Além disso, inicia-se uma fase de neutronização, que diminui o número de elétrons e, portanto, sua pressão de degeneração. Os elétrons são capturados pelos prótons, gerando um fluxo massivo de 10 58 neutrinos de elétrons e transformando o núcleo em uma estrela de nêutrons com 10-20 km de diâmetro e a densidade de um núcleo atômico (> 500 Mt / cm 3 ).
É essa contração gravitacional do núcleo neutronizante e das camadas internas adjacentes que liberam toda a energia da explosão da supernova. É uma explosão devido à liberação de energia do potencial gravitacional que aumenta durante esse colapso, excedendo em várias vezes o potencial nuclear total do hidrogênio ao ferro (aproximadamente 0,9% da energia de massa ). Essa energia é transmitida para o exterior de acordo com vários fenômenos, como a onda de choque, o aquecimento da matéria e, principalmente, o fluxo de neutrinos.
Quando a densidade excede a densidade de um núcleo atômico , a força nuclear se torna muito repulsiva. As camadas externas do coração saltam a 10-20% da velocidade da luz. A onda de choque do rebote se propaga para as camadas externas e compete com o material em queda para dentro, de modo que se estabiliza a cerca de 100-200 km do centro. Os neutrinos se espalham para fora do coração em segundos e uma fração deles aquece a área do manto dentro da onda de choque (chamada de “região de ganho”). O resto é lançado no espaço, consumindo 99% da energia total da supernova. Acredita-se agora que a entrada de energia para a onda de choque pelo aquecimento da região de ganho do neutrino é o elemento-chave responsável pela explosão da supernova.
Em estrelas massivas, durante os últimos momentos da explosão, altas temperaturas (> 10 9 K ) poderiam permitir uma forma explosiva de nucleossíntese chamada “processo r”: uma alta densidade de nêutrons (10 20 n / cm 3 ) faz com que sua captura pelos núcleos é mais rápido que o β - decaimento radioativo , porque isso ocorre em poucos segundos. Assim, irão produzir isótopos ricos em nêutrons de número atômico muito maior que o ferro ( N = 26 ), e isso explica a existência de núcleos radioativos pesados no universo como tório e urânio , sempre presentes na Terra já que suas meias-vidas são da ordem da idade do sistema solar .
Existem também variações mínimas desses diferentes tipos, com designações como II-P e II-L , mas eles simplesmente descrevem o comportamento da mudança de brilho (II-P observa um platô enquanto II-L não) e não dados fundamentais.
As supernovas do tipo Ib e Ic não apresentam silício em seu espectro e o mecanismo de sua formação ainda não é conhecido. As supernovas do tipo Ic também não apresentam hélio em seu espectro. Acredita-se que correspondam a estrelas no final de sua vida (como o tipo II) e que já esgotaram seu hidrogênio, de forma que ele não aparece em seu espectro. As supernovas do tipo Ib são certamente o resultado do colapso de uma estrela Wolf-Rayet . Uma ligação com longas explosões de raios gama parece ter sido estabelecida.
Algumas estrelas excepcionalmente massivas podem produzir uma " hipernova " quando entram em colapso. Este tipo de explosão, no entanto, é conhecido apenas teoricamente, ainda não foi confirmado por observações.
Em uma hipernova, o coração da estrela colapsa diretamente em um buraco negro porque se tornou mais massivo do que o limite das "estrelas de nêutrons". Dois jatos de plasma extremamente energéticos são emitidos ao longo do eixo de rotação da estrela a uma velocidade próxima à da luz . Esses jatos emitem raios gama intensos e podem explicar a origem das explosões de raios gama . De fato, se o observador estiver no (ou próximo) ao eixo dos jatos, ele receberá um sinal que poderá ser captado das profundezas do Universo ( horizonte cosmológico ).
As supernovas do tipo I são, considerando todas as coisas, consideravelmente mais brilhantes do que as supernovas do tipo II. Isso em luminosidade eletromagnética .
Em contraste, as supernovas do tipo II são inerentemente mais energéticas do que as do tipo I. As supernovas de colapso do núcleo (tipo II) emitem a maior parte, senão quase toda, sua energia na forma de radiação de neutrina .
A supernova mais brilhante observada em 400 anos foi identificada em 1987 nas vastas nuvens de gás da Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães .
Descobertas do Supernova são relatadas para o da União Astronômica Internacional Telegram Escritório Astronomical Central , que emite um telegrama eletrônico com a designação atribui à supernova. Esta designação segue o formato SN YYYYA ou SN YYYYaa , onde SN é a abreviatura de supernova, YYYY é o ano da descoberta, A é uma maiúscula latina e aa são duas letras latinas minúsculas. As primeiras 26 supernovas do ano têm uma letra entre A e Z; depois de Z, eles começam com aa, ab e assim por diante. Por exemplo, SN 1987A , sem dúvida a supernova mais famosa dos tempos modernos, que foi observada em23 de fevereiro de 1987na Grande Nuvem de Magalhães , foi a primeira descoberta naquele ano. Foi em 1982 que a primeira designação de duas letras ( SN 1982aa , em NGC 6052 ) foi necessária. O número de supernovas descobertas a cada ano tem aumentado constantemente.
Experimentou um aumento considerável a partir de 1997, data do estabelecimento de programas dedicados à descoberta desses objetos, em particular as supernovas termonucleares. Os primeiros programas especializados em grande escala foram o Supernova Cosmology Project , liderado por Saul Perlmutter , e a High-Z Supernovae Search Team , liderada por Brian P. Schmidt . Esses dois programas possibilitaram em 1998 descobrir a aceleração da expansão do Universo .
Outros programas especializados surgiram posteriormente, como ESSENCE (também dirigido por Brian P. Schmitt) ou SNLS . Grandes pesquisas, como o Sloan Digital Sky Survey , também levaram à descoberta de um grande número de supernovas. O número de supernovas descobertas, assim, aumentou de 96 em 1996 para 163 em 1997. Eram 551 em 2006; a última descoberta naquele ano foi SN 2006ue .
Supernovas são eventos espetaculares, mas raros. Vários são visíveis a olho nu desde a invenção da escrita, e as evidências de sua observação chegaram até nós:
Algumas outras supernovas notáveis foram objeto de vários estudos, incluindo:
Popularização