Supernova

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Supernova de Kepler

Supernova é o nome dado aos corpos celestes surgidos após as explosões de estrelas (estimativa) com mais de 10 massas solares, que produzem objetos extremamente brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis, passadas algumas semanas ou meses. Em apenas alguns dias o seu brilho pode intensificar-se em 1 bilhão de vezes a partir de seu estado original, tornando a estrela tão brilhante quanto uma galáxia, mas, com o passar do tempo, sua temperatura e brilho diminuem até chegarem a um grau inferior aos primeiros.

A explosão de uma supernova pode expulsar para o espaço até 90% da matéria de uma estrela. O núcleo remanescente tem massa superior a 1,5 massas solares, a Pressão de Degenerescência dos elétrons não é mais suficiente para manter o núcleo estável; então os elétrons colapsam com o núcleo, chocando-se com os prótons, originando nêutrons: o resultado é uma estrela composta de nêutrons, com aproximadamente 15 km de diametro e extremamente densa, conhecida como estrela de nêutrons ou pulsar. Mas, quando a massa desse núcleo ultrapassa 3 massas solares, nem mesmo a Pressão de Degenerescência dos nêutrons consegue manter o núcleo; então a estrela continua a se colapsar, dando origem a uma singularidade no espaço-tempo, conhecida como buraco negro, cuja velocidade de escape é maior do que a velocidade da luz.

Atualmente, são utilizadas como velas-padrão para estudos da expansão do universo, técnica similar à utilizada por Edwin Hubble com cefeidas, mas, com eficiência muito maior, pois o brilho das Supernovas é bem maior.

Ocorrência e catalogação[editar | editar código-fonte]

Por ser um fenômeno relativamente raro em uma galáxia, as supernovas são catalogadas, segundo o ano e a ordem da ocorrência, às vezes imediatamente "quando a lâmina de luz chega à Terra" como foi o caso da supernova de fevereiro de 1987, inicialmente denominada SN 1987. Se descobrissem outra (em arquivos fotográficos), adquire o nome de Sn 1987 B. Como, até agora, em nenhuma chapa fotográfica fez-se registro de igual ocorrência naquele ano, quer nessa ou em outra galáxia, ficou dispensada a letra A. De modo que, em nossa própria galáxia, só foram observadas, até agora, apenas 3 supernovas: em 1054, 1572, 1604, as quais, devido à data, não foram bem estudadas. E, além destas três, parecem ter sido cerca de 11 as supernovas que explodiram na Via Láctea nos últimos 20.000 anos, sempre em locais inobserváveis devido à poeira interestelar.

A supernova SN 1987A, ocorrida na galáxia satélite da Via Láctea chamada Grande Nuvem de Magalhães, foi a explosão estelar recente mais próxima da Terra, tendo sido observada com equipamentos de duas gerações ou seja os telescópios terrestres e os espaciais.

Supernova 1987

Diante desses números e o observado em todo o universo, calcula-se que ocorram, em média, 3 supernovas por milênio, em cada lado de galáxia (só vemos um lado) que tenha 200.000.000.000 de estrelas. Comparando com o número de estrelas que formam uma galáxia, os cosmólogos podem estimar alguns valores, como a idade das galáxias ou, se quiserem, a idade do universo observável. Compare-se esse número com a média de 30.000 novas comuns no mesmo período. Ou seja, para cada 10.000 novas, há uma supernova.

Partindo do pressuposto que ocorram 3 supernovas por milênio em nossa galaxia e, considerando que a idade da Via Láctea seja de entre 13 a 13,8 bilhões de anos, matematicamente podem ter ocorrido cerca de 39 milhões de explosões de supernovas em nossa própria galáxia.

Tipos atuais[editar | editar código-fonte]

Tipo Ia[editar | editar código-fonte]

Há vários meios pelo quais uma supernova desse tipo pode se formar, mas eles compartilham um mecanismo interno comum. Se uma anã branca de carbono-oxigênio agregar bastante matéria para alcançar o limite de Chandrasekhar, de cerca de 1.38 massas solares [1] (para uma estrela que não gire), ela poderá não ser mais capaz de suportar a carga do seu plasma, através da pressão de degeneração eletrônica, e entrar em colapso por isto. Contudo, a visão atual do fenômeno é que este limite não é normalmente atingido; aumentando a temperatura e a densidade no interior do núcleo detonando a fusão nuclear do carbono quando a estrela aproxima deste limite (em cerca de 1%) antes do colapso ter iniciado.[1] Em poucos segundos, uma fração substancial da matéria da anã branca é consumida pela fusão nuclear, liberando bastante energia (1–2 × 1044 joules). Uma onda de choque, expandindo-se externamente, é gerada, com a matéria atingindo velocidades da ordem de 5,000–20,000 km/s ou, aproximadamente, 3% da velocidade da luz. Haverá, também, um aumento significativo da luminosidade, alcançando uma magnitude absoluta de -19.3 (ou 5 bilhões de vezes mais brilhante do que o Sol), com pequenas variações.

Tipo Ib e Ic[editar | editar código-fonte]

SN 2008D, uma supernova do tipo Ib[2] , mostrada no espectro de raio X (a esquerda) e em luz visivel (a direita). foto da NASA.[3]

Estes eventos, tais como supernovas do Tipo II, são provavelmente estrelas massivas esgotadas de combustíveis em seus centros; contudo, os progenitores dos Tipos Ib e Ic perderam a maior parte de seu envoltório externo de hidrogênio, devido a seu forte vento solar ou devido à interação com uma companheira.[4] . Supernovas do tipo lb são tidas como resultantes do colapso de uma maciça estrela Wolf-Rayet. Existem algumas evidências de que uma pequena porcentagem das supernovas do tipo&nsp;Ic podem ser a fonte de erupção de raios gama

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b MAZZALI, 2007
  2. Early spectroscopic identification of SN 2008D. Cornell University (2008). Página visitada em 2008-05-22.
  3. Naeye, Robert; Gutro, Rob (2008-05-21). NASA's Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding. NASA/Goddard Space Flight Center. Página visitada em 2008-05-22.
  4. Pols, Onno (October 26 – November 1, 1995). "Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae". Proceedings of The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research: 153–158. Página visitada em 2006-11-29. 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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