Uma estrela massiva explode

Como uma estrela muitas vezes mais pesada que o Sol desaba sobre si mesma e se despedaça

Passo a passo

Uma supergigante

Estrelas massivas vivem depressa. Esta começou com cerca de 18 vezes a massa do Sol e queima o seu combustível com tanta fúria que brilha cerca de 90.000 vezes mais que o Sol. A sua vida inteira dura só uns dez milhões de anos, um milésimo da vida do Sol.

As suas camadas externas estão tão inchadas e rarefeitas que umas poucas células enormes de gás fervente cobrem toda a sua face, cada uma muitas vezes mais larga que o Sol.

Betelgeuse, em Órion, é uma estrela assim, a cerca de 550 anos-luz. Ela vai explodir em algum momento dos próximos 100.000 anos: um instante para uma estrela, mas muito provavelmente não durante as nossas vidas.

Camadas como uma cebola

Por dentro, ela é feita de camadas. Em volta de um núcleo de ferro ficam camadas de silício, oxigênio e neônio, carbono e hélio, cada uma a cinza do combustível que queima do lado de fora, tudo envolto num imenso envelope de hidrogênio.

Uma estrela brilha fundindo elementos leves em outros mais pesados. Quando o hidrogênio do centro acaba, o núcleo se contrai e esquenta até conseguir queimar a cinza de hélio, formando carbono e oxigênio. Cada vez que um combustível acaba, o núcleo se contrai, esquenta mais e passa a queimar a cinza do anterior: carbono, depois neônio, oxigênio e silício.

Cada combustível continua queimando numa camada fina logo fora do núcleo, então a estrela acaba em camadas como uma cebola. As camadas estão desenhadas mais ou menos em escala: quase toda a largura da estrela é hidrogênio, e todo o resto está apertado num núcleo mais ou menos do tamanho do Sol.

Aproximar a imagem mostra o quanto elas vão fundo: o ferro no centro é umas cem mil vezes mais estreito que a estrela.

Cada vez mais depressa

Cada novo combustível acaba mais depressa que o anterior: o hidrogênio dura uns 8 milhões de anos, o hélio um milhão, o carbono mil, o neônio e o oxigênio cerca de um ano cada, e o silício só uns dez dias.

Combustíveis mais pesados dão menos energia cada vez que se fundem, e o núcleo precisa estar mais quente para fundi-los. Nessas temperaturas ele também perde energia na forma de neutrinos, que saem direto da estrela, então precisa queimar cada vez mais depressa só para se sustentar.

Quando queima silício, a uns 3 bilhões de graus, o núcleo consome o seu combustível em dias. De fora ninguém perceberia: a superfície da estrela muda devagar demais para mostrar que o núcleo corre para o seu fim.

Esses tempos são os de uma estrela de cerca de 20 sóis nos modelos de Woosley, Heger e Weaver; uma estrela mais pesada passa por eles ainda mais depressa.

Um núcleo de ferro

O núcleo atômico do ferro é um dos mais fortemente ligados que existem. Fundi-lo em algo mais pesado, ou quebrá-lo em algo mais leve, exige energia. Então o ferro se acumula no meio como cinza morta, sem nada que o queime.

O núcleo se sustenta só pelos seus elétrons, espremidos com tanta força que empurram de volta: a mesma pressão que sustenta uma anã branca. Essa pressão só aguenta cerca de 1,4 vez a massa do Sol, e o silício que queima em volta do núcleo continua acrescentando ferro a ele.

O círculo tracejado é a Terra, em escala. Numa bola menor que o nosso planeta, o núcleo concentra mais massa que o Sol.

Colapso

Enquanto o núcleo é espremido, os elétrons são forçados para dentro dos prótons, que viram nêutrons e emitem neutrinos. Com menos elétrons para empurrar de volta, o colapso só acelera. O resto da estrela não tem tempo de perceber: para ela, nada aconteceu ainda.

É a própria gravidade do núcleo que faz o trabalho, e ela libera uma quantidade assombrosa de energia: algumas centenas de vezes mais do que o Sol vai emitir em toda a sua vida de dez bilhões de anos, em menos de um segundo.

Em menos de um piscar de olhos, o núcleo encolhe de quase o tamanho da Terra, o círculo tracejado, para uma bola de algumas dezenas de quilômetros: a futura estrela de nêutrons.

Rebote

Na densidade de um núcleo atômico, o núcleo que cai endurece e rebate, lançando uma onda de choque para fora. Nasce uma estrela de nêutrons, e 10⁵⁸ neutrinos jorram dela, levando 99% da energia.

Matéria tão densa está tão apertada quanto a matéria pode estar: uma colher de chá pesaria cerca de um bilhão de toneladas. Quando o núcleo interno chega a ela, não pode mais ser comprimido, e o gás que ainda cai sobre ele rebate como uma bola numa parede.

Os neutrinos quase não interagem com nada: trilhões vindos do Sol atravessam o seu corpo a cada segundo. Até eles são freados por esse esmagamento, mas em uns dez segundos todos escaparam, levando quase toda a energia do colapso.

São a única coisa já captada vindo diretamente de um núcleo que desaba: em 1987, detectores no Japão, nos Estados Unidos e na Rússia captaram umas duas dúzias vindos da SN 1987A, horas antes de a sua luz chegar.

O choque para e depois se liberta

Em poucos centésimos de segundo, o choque perde o impulso e para a uns 150 km. Os neutrinos aquecem o gás atrás dele e o fazem ferver, e depois de alguns décimos de segundo o choque se liberta.

O choque gasta a sua energia quebrando os núcleos de ferro que caem sobre ele e para de vez. Por décadas, os modelos de computador de supernovas falhavam exatamente aqui: nos modelos simples, a estrela nem chega a explodir.

A resposta está nos neutrinos. O gás atrás do choque captura alguns por cento da sua energia, ferve e se agita em bolhas enormes, e empurra o choque para fora até ele se libertar. Só simulações em três dimensões, em alguns dos maiores supercomputadores, reproduzem isso, e nelas as estrelas agora explodem.

Uma vez livre, o choque varre as camadas da estrela a milhares de quilômetros por segundo.

A irrupção

Cerca de um dia depois, o choque chega à superfície da estrela e a atravessa num clarão de luz ultravioleta que dura cerca de meia hora. A estrela inteira é despedaçada.

Só um clarão assim foi captado no começo: em 2008, o satélite Swift por acaso observava uma galáxia quando o choque da supernova SN 2008D irrompeu, brilhando em raios X por uns cinco minutos.

Numa estrela tão grande, o choque leva cerca de um dia para sair. A estrela da SN 1987A era menor, uma supergigante azul, e a sua luz começou umas três horas depois dos neutrinos.

As camadas externas da estrela, mais de dez sóis de gás, são lançadas a cerca de 10.000 km/s.

Uma supernova

Por meses, essa única estrela brilha como centenas de milhões de sóis, o bastante para ser vista de boa parte do universo.

O brilho longo e constante vem do hidrogênio que ela expulsou. Aquecido pela explosão, o gás esfria ao se espalhar, e a sua luz escapa de fora para dentro. Quando isso termina, a luz vem do níquel-56 formado na explosão, que decai em cobalto e depois em ferro, aquecendo os destroços.

A SN 1987A, a 168.000 anos-luz na Grande Nuvem de Magalhães, foi a supernova mais próxima vista desde a invenção do telescópio, brilhante o bastante para ser vista a olho nu.

Poeira de estrelas

Séculos depois, os destroços formam uma casca de anos-luz de largura, rica em oxigênio, silício, cálcio e ferro produzidos na estrela. No centro gira a estrela de nêutrons.

O remanescente continua crescendo enquanto avança pelo gás ao redor, e brilha em raios X onde o seu choque aquece esse gás a milhões de graus. Cassiopeia A, a 11.000 anos-luz, é um deles, com cerca de 340 anos e 10 anos-luz de largura; as cores aqui seguem os elementos que o Chandra mapeou nele.

Com o tempo, os destroços se misturam ao gás da galáxia, de onde se formam novas estrelas e planetas. Boa parte do oxigênio que respiramos, e parte do ferro do nosso sangue, foi feita em estrelas como esta e espalhada por explosões como esta.

A estrela de nêutrons que sobra pode brilhar como um pulsar, como o da Nebulosa do Caranguejo, os restos de uma supernova vista em 1054. O núcleo de uma estrela mais pesada pode desabar ainda mais, até virar um buraco negro.