Essencialmente Radioactiva

A supernova AT2017eaw na “Galáxia do Fogo de Artifício”, de que falei neste artigo no passado mês de Maio, continua a ser um alvo favorito dos astrónomos profissionais e amadores. Trata-se de uma oportunidade única para estudar este fenómeno extraordinário em detalhe pois a galáxia hospedeira, situada a apenas 18 milhões de anos-luz, encontra-se na vizinhança cósmica imediata da Via Láctea. De facto, mercê da existência de imagens pré-explosão muito detalhadas, obtidas com grandes telescópios na Terra e no espaço, foi possível identificar a estrela que explodiu: uma estrela supergigante vermelha, 8–15 vezes mais maciça do que o Sol e centenas de vezes maior do que o astro real. Podemos ver algumas estrelas semelhantes no céu nocturno, e.g., Antares, no Escorpião, e Betelgeuse, em Orionte.

A galáxia NGC 6946 e a supernova AT2017eaw.
Foto pelo autor em 21 de Julho de 2017.

As imagens que aqui apresento mostram a supernova (assinalada entre os traços vermelhos) em 21 de Julho (~2 meses após a descoberta), em 26 de Agosto (~3.5 meses após a descoberta) e em 16 de Setembro (~4 meses após a descoberta). As imagens mostram uma significativa diminuição de brilho da supernova no início de Setembro.

A galáxia NGC 6946 e a supernova AT2017eaw.
Foto pelo autor em 26 de Agosto de 2017.

A galáxia NGC 6946 e a supernova AT2017eaw.
Foto pelo autor em 16 de Setembro de 2017.

O projecto ASASSN (All-Sky Automated Survey for Supernovae), de que também falei neste artigo, tem vindo a fazer uma cobertura completa da evolução do brilho da supernova. Até à data obteve a seguinte curva de luz:

A curva de luz da supernova AT2017eaw.
Crédito: Projecto ASASSN

O gráfico mostra a magnitude visual da supernova (eixo das ordenadas — um valor mais elevado da magnitude corresponde a um brilho inferior) ao longo do tempo (eixo das abcissas, em dias julianos — um calendário obsoleto para o uso quotidiano mas conveniente para a representação de dados astronómicos). As caixas verdes com barras de erro são as observações da magnitude em cada data. Os triângulos antes de “57900” indicam que a supernova não foi detectada nessas datas (ainda não tinha sido descoberta). A primeira observação depois da descoberta é a primeira caixa verde a partir do lado esquerdo da imagem, correspondendo a uma data próxima de 15 de Maio.

Note-se que a supernova cresce rapidamente de brilho, atinge um pico alguns dias depois da explosão e depois mantém-se com um brilho quase constante durante alguns meses. Terminada esta fase, o brilho diminui rapidamente, tal como se vê pela imagem obtida em Setembro. Este tipo de curva de luz designa-se de “plateau” — planalto em português — por razões óbvias e constitui uma fonte de informação preciosa sobre a estrela que explodiu.

A estrutura interna de uma supergigante vermelha antes do colapso gravitacional do núcleo de ferro e a consequente explosão da estrela numa supernova.
Crédito: Pearson Education

Como se pode ver na imagem anterior, a estrutura interna de uma supergigante vermelha pré-supernova é parecida com a de uma cebola, com várias camadas onde se realizam reacções nucleares distintas com requisitos maiores de temperatura e densidade à medida que nos aproximamos do núcleo. No entanto, a zona da estrela onde se realizam as reacções nucleares é uma fracção pequeníssima do seu volume, ocupado essencialmente por uma camada rica em hidrogénio (e também hélio). Quando a estrela explode, a primeira luz que observamos, um flash intenso de raios X e raios ultravioleta, provém desse hidrogénio superaquecido junto à sua superfície. As camadas com elementos mais pesados estão completamente escondidas por esta “bolha” que é opaca à radiação do interior.

Em poucas semanas, a bolha expande-se e arrefece, tornando as suas regiões mais exteriores menos brilhantes; por outro lado, ao arrefecerem, estas regiões tornam-se transparentes à radiação de hidrogénio mais quente no interior da bolha. Este efeito permite à supernova manter um brilho quase constante durante várias semanas e termina quando todo o hidrogénio da bolha arrefece o suficiente para se tornar transparente. Quando isto acontece, a radiação emitida pelas camadas mais interiores da supernova, que tem origem no decaimento radioactivo de isótopos sintetizados durante a explosão, passa a ser visível. Em termos energéticos, a supernova torna-se essencialmente radioactiva e o seu brilho visível decai agora muito mais rapidamente. É nesta fase que se encontra a supernova AT2017eaw.

Assim, a existência de uma fase de “planalto” na curva de luz de uma supernova indica que a estrela progenitora tinha uma camada exterior rica em hidrogénio e de dimensões significativas. Mais, a duração desta fase depende da extensão desta camada, permitindo aos astrónomos calcular o tamanho da estrela com base neste parâmetro da curva de luz. Nada mau para uma estrela que já não existe, numa galáxia situada a 18 milhões de anos-luz!

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