Fabrício Mainenti
RedatorHá dias em que a física parece temer a si mesma. Algumas equações regem eventos de tamanha violência que parecem extremos demais para serem reais. O dia 12 de outubro de 2023 foi um desses dias, quando a luz chegou até nós trazendo notícias de um dos eventos mais extremos do cosmos.
Pesquisadores observaram uma estrela brilhar intensamente — e depois desaparecer por completo. O que eles ainda não sabiam era que tinham testemunhado uma das explosões mais espetaculares do universo: a supernova por instabilidade de pares da SN 2023vbw.
Um túmulo estelar vazio
A SN 2023vbw era o que se chama de supergigante azul. Os astrônomos usam esse termo para descrever estrelas compactas e massivas nos estágios finais de suas vidas, antes de perecerem em uma supernova. Durante esse processo, elas expelem suas camadas externas, expondo seus núcleos densos e extremamente quentes. À medida que a estrela morre, esse núcleo entra em colapso, formando uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
No entanto, a SN 2023vbw não existe mais; na verdade, ela desapareceu sem deixar vestígios. Tudo o que resta onde ela antes brilhava no espaço é uma nuvem de matéria em expansão. O que aconteceu?
Fatos sobre a SN 2023vbw (antes de sua destruição):
Massa: 170 a 350 vezes a do Sol, com um diâmetro cerca de 100 vezes maior
Distância da Terra: 1,29 bilhão de anos-luz
Idade ao morrer: Provavelmente entre dois e três milhões de anos — típico para uma estrela de massa tão elevada. Quanto mais massiva é uma estrela, mais curta é a sua vida. Anãs vermelhas podem viver por 10 trilhões de anos; nosso Sol, uma estrela de massa média, dura cerca de dez bilhões de anos; enquanto as gigantes entre as gigantes sobrevivem por apenas alguns milhões.
Ao contrário das supernovas comuns — como a que um dia aguarda a estrela WOH G64 —, as supernovas por instabilidade de pares (PISNe) despedaçam completamente as estrelas. Nas profundezas de seus núcleos, elas geram um dos mecanismos explosivos mais poderosos da física: uma explosão termonuclear — essencialmente, uma bomba de fusão. As PISNe representam uma terceira via, pouco conhecida, para o fim da vida de estrelas gigantes.
Quando a luz se desvia
Para entender as estrelas — e especialmente as estrelas gigantes — em sua agonia final, a analogia mais simples exige apenas duas coisas: uma prensa de carros e um balão totalmente inflado. A primeira tenta constantemente esmagar o segundo.
A prensa de carros representa a gravidade — a força com que a própria massa de uma estrela a comprime. A fusão de núcleos atômicos leves em outros mais pesados libera um fluxo constante de luz para fora; isso infla o balão e exerce uma pressão contrária à gravidade. Os astrofísicos chamam isso de estado de equilíbrio entre a pressão de radiação e a gravidade.
O destino final de uma estrela é determinado pelo que acontece com esse equilíbrio, bem como por quando e com que rapidez essas mudanças ocorrem. Podemos distinguir três regimes de massa simplificados:
- Estrelas com até cerca de 20 massas solares deixam para trás uma estrela de nêutrons. Em seguida, vem a faixa (até aproximadamente 100 massas solares) das supernovas padrão, resultando em um buraco negro no centro. Nesses casos, o núcleo efetivamente colapsa sob seu próprio peso, perfurando o espaço-tempo (causando uma curvatura extrema do espaço-tempo), enquanto as camadas externas são lançadas para fora em todas as direções;
- Acima de 260 massas solares, ocorre exatamente o oposto: a estrela é tão massiva que não consegue expelir suas camadas externas, apesar de toda a energia que empurra para fora. O núcleo colapsa tão rapidamente que arrasta imediatamente o que está ao seu redor consigo. O buraco negro engole tudo de uma só vez — não há explosão;
- Portanto, interessa-nos a faixa entre aproximadamente 101 e 259 massas solares. É aqui que podem ocorrer supernovas por instabilidade de pares no final da vida de uma estrela. No entanto, os limites superior e inferior não são rigidamente definidos, pois a proporção de átomos mais pesados que o hidrogênio — conhecida como "metalicidade" — desempenha um papel decisivo.
O termo "par" refere-se a um elétron e um pósitron. Essas partículas são criadas nos núcleos de estrelas tão massivas devido à pressão e temperatura extremas. Essa fornalha estelar carrega fótons (partículas de luz) com energia suficiente para que, ocasionalmente, eles se transformem. E isso cria um problema para a estrela.
Pois, à medida que a luz em seu interior se esgota continuamente, a estrela começa a encolher — perdendo parte da força que a mantém expandida. Privada de sua luz, ela perde a capacidade de se manter como uma esfera de plasma. No entanto, a gravidade continua a exercer pressão implacável.
Mas então chega um ponto de virada, justamente quando a gravidade parece prestes a triunfar. A pressão no núcleo continua a aumentar, e a temperatura sobe. Mais e mais pares de elétrons e pósitrons são criados — até que o sistema finalmente atinge um estado crítico. Uma reação em cadeia se desencadeia, fazendo com que até mesmo átomos pesados, como oxigênio e silício, queimem de forma explosiva logo após serem forjados pela fusão nuclear.
Agora a gravidade capitula; ela não tem chance alguma contra essa força primordial. A energia, irrompendo subitamente em uma torrente, despedaça o núcleo e estilhaça a esfera original. Os "fantasmas de pares" invocados pela gravidade cobraram um preço alto.
A descrição acima apenas arranha a superfície. A realidade é mais complexa do que o aqui retratado, embora tenhamos apresentado uma visão geral altamente condensada dos processos e dinâmicas envolvidos em uma supernova por instabilidade de pares.
Contudo, para alguns mistérios, as supernovas nem sequer exigem sua própria física.
As consequências cósmicas de uma PISN: um cenário no Sistema Solar
Quando a supergigante azul SN 2023vbw foi despedaçada, ela devastou suas imediações — e ondas de choque de energia e matéria ainda percorrem sua galáxia de origem hoje, obliterando tudo em seu caminho. No entanto, pouco sabemos sobre o sistema solar que um dia a cercou (se é que algum existiu). Então, apenas para fins de argumentação, vamos trazer esse evento para a nossa própria vizinhança.
Vamos supor que a SN 2023vbw ocupasse o lugar do nosso Sol — ignorando, por um momento, seu diâmetro maior. Focaremos apenas no evento PISN em si.
Imagine estar na Terra, olhando para a estrela no exato momento de sua destruição; oito minutos depois, estaríamos mortos — instantaneamente transformados em parte de uma sopa de plasma ultrafrio.
No momento em que a radiação liberada atinge nosso planeta — oito minutos após a explosão —, a Terra deixa de existir. A energia envolvida é quatro bilhões de vezes maior do que a da luz solar normal. A Terra não simplesmente queimaria; ela se dissolveria completamente em plasma em questão de segundos. Apenas a frente de radiação carrega dez milhões de vezes a energia pura necessária para vaporizar a Terra.
E isso ocorre antes da chegada da onda de plasma — que avança a velocidades subluminais (cerca de 8.000 km/s) — cerca de cinco horas mais tarde. Essa onda contém as antigas camadas externas da estrela, que foram expelidas para fora (conhecidas como "ejetas").
A pressão exercida por essa massa ao atingir a órbita da Terra seria cerca de 100 bilhões de vezes maior do que a pressão atmosférica terrestre — sem mencionar as temperaturas que chegariam a dezenas de milhões de graus Celsius. Essa força cósmica varre tudo.
Consequentemente, os planetas externos não têm um destino melhor. Eles também são vaporizados; as antigas camadas externas da estrela os empurram para o espaço interestelar após despedaçar e pulverizar Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Até mesmo a Nuvem de Oort, localizada a uma distância 50 mil vezes maior que a distância Terra-Sol, acaba sendo amplamente destruída — embora alguns asteroides rochosos possam, possivelmente, sobreviver lá.
Após cerca de 70 anos — o tempo que a onda leva para percorrer essa distância —, o caos diminui, mas praticamente nada resta. Exceto por uma nuvem difusa e à deriva de gás em resfriamento.
Um presente para a ciência
A antiga estrela nos presenteou com seu "grito de morte": embora já contássemos com resultados matemáticos claros — ou seja, modelos teóricos previam a existência desse tipo de supernova —, faltavam-nos, até então, evidências observacionais definitivas.
Embora dados anteriores sugerissem a detecção de supernovas de instabilidade de pares (PISNs), sempre faltava uma peça do quebra-cabeça para conciliar o modelo físico com a realidade — mas isso mudou: a SN 2023vbw representa a evidência observacional mais completa e convincente de uma supernova de instabilidade de pares até o momento.
É provável, no entanto, que descubramos mais supernovas desse tipo em um futuro próximo. O imenso volume de busca possibilitado pela alta resolução e pela ampla cobertura da câmera do Observatório Vera C. Rubin supera em muito as capacidades de todos os instrumentos comparáveis existentes até hoje. A isso se soma o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman — sucessor do Hubble —, que será lançado ao espaço em breve.
Mesmo que a estrela tenha finalmente se apagado, os astrônomos continuarão a observar seus remanescentes na forma de uma nuvem de gás em expansão constante (conhecida como remanescente de supernova). Ao fazer isso, descobrimos quais elementos essa supernova colossal forjou no fogo estelar durante o ato final de sua existência — elementos que, em última análise, constituem a nós mesmos.
Afinal, elementos como oxigênio, enxofre, silício, cálcio e ferro são formados em meio às temperaturas extremas desses cataclismos — eventos que, a longo prazo, acabam por favorecer a vida. Em seus momentos finais, as PISNs forjam quantidades incomumente grandes desses elementos pesados, enriquecendo quimicamente as galáxias primitivas de uma maneira que as supernovas comuns não conseguem.
Imagem de capa | Adobe Firefly, IA generativa
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