Imagem Chandra de SN1970G. Crédito de imagem: NASA. Clique para ampliar.
Enquanto os astrônomos olham para o Universo, um princípio se destaca em baixo-relevo, acima da vasta quantidade de dados e informações capturados por seus instrumentos - o Universo é um trabalho em andamento. Do átomo de hidrogênio ao aglomerado de galáxias, as coisas sofrem mudanças de maneiras surpreendentemente semelhantes. Um princípio de crescimento, maturação, morte e renascimento está em jogo no Universo. Em nenhum lugar esse princípio é mais plenamente incorporado do que nas fontes primárias de luz que vemos através de nossos instrumentos - as estrelas.
Em 1º de junho de 2005, dois pesquisadores (Stefan Immler, do Goddard Space Flight Center da NASA, e K.D. Kuntz, da John Hopkins University) publicaram dados de raios-X coletados de uma variedade de instrumentos transportados pelo espaço. Os dados revelam como uma estrela massiva que passa dentro de uma galáxia próxima (M101) pode nos ajudar a entender o período relativamente curto entre a morte de uma estrela e a transformação de sua coroa luminosa de gás em um remanescente de supernova. A estrela - supernova SN 1970G - passou por cerca de 35 anos de uma visível vida após a morte na forma de um núcleo neutrônico em rápida rotação dentro de uma aura circunstancial expansiva de gás e poeira (o CSM ou a matéria circunstancial). Mesmo agora (pela nossa percepção) os metais pesados correm para fora a uma velocidade de milhares de quilômetros por segundo - potencialmente plantando sementes de matéria orgânica dentro do Meio Interestelar (ISM) de uma galáxia distante de 27 milhões de anos-luz - uma facilmente visível no menor dos instrumentos na constelação de primavera da Ursa Majoris. Somente quando a energia dentro desse assunto atingir o ISM, 1970G terá completado seu ciclo de nascimento e possível renascimento para se formar em novas estrelas e planetas.
O destino de uma estrela é determinado principalmente por sua massa. Sobrevivendo por apenas 50.000 anos, as estrelas mais massivas (até 150 sóis) condensam-se em vastas concentrações de gás frio e poeira para, eventualmente, viver vidas muito rápidas. Na juventude, tais estrelas exultam como gigantes azuis brilhantes que irradiam luz quase ultravioleta de uma fotosfera cuja temperatura pode ser cinco vezes maior que a do nosso próprio Sol. Dentro dessas estrelas, os fornos nucleares se acumulam rapidamente, liberando quantidades prodigiosas de radiação extremamente intensa. A pressão dessa radiação impulsiona o manto externo da estrela para fora muitas vezes, mesmo quando um vendaval uivante de partículas altamente carregadas sai de sua superfície para se tornar o CSM das estrelas. Devido à pressão exercida por seu núcleo em rápida expansão, o motor nuclear de uma estrela acaba ficando sem combustível. O colapso subsequente é marcado por um brilhante show de luzes - que pode ofuscar uma galáxia inteira. Na magnitude 12.1, a supernova tipo II 1970G nunca ficou brilhante o suficiente para superar seu hospedeiro de 8ª magnitude. Porém, durante cerca de 30.000 anos antes de sua eflorescência, 1970G fervia grandes quantidades de hidrogênio e gás hélio na forma de um poderoso vento solar. Mais tarde, a mesma aura diáfana da matéria levou o peso da explosão de 1970G, chocando-a com excitação de raios-X. E é esse período de expansão das ondas de choque que dominou a assinatura ou "fluxo" de energia de 1970G nos últimos 35 anos de observação.
De acordo com um artigo intitulado “Descoberta de emissões de raios-X da supernova 1970G com Chandra” Immler e Kuntz relatam que: “Como o SN mais antigo detectado em raios-X, o SN 1970G permite, pela primeira vez, observação direta da transição de um SN para a fase remanescente de supernova (SNR) ".
Embora o relatório cite dados de raios-X de vários satélites, a maior parte das informações vem de uma série de cinco sessões usando o Observatório de Raios-X Chandra da NASA durante o período de 5 a 11 de julho de 2004. Durante esses Nas sessões, foram coletadas quase 40 horas de raios-X moles. A resolução espacial superior de Chandra e a sensibilidade adquirida com a observação de longo prazo permitiram aos astrônomos resolver completamente a curva de luz de raios-X da supernova daquela de uma região próxima da HII dentro da galáxia - uma região brilhante o suficiente em luz visível para ser incluída no JLE Dreyer New. Catálogo Geral compilado durante o final do século XIX - NGC 5455.
Os resultados disso - e várias outras observações do pós-brilho da supernova usando o Chandra da NASA e o XMM-Newton da ESA - confirmaram uma das principais teorias das curvas de raios X pós-supernova. Do artigo: “os espectros de raios X de alta qualidade confirmaram a validade dos modelos de interação circunstelar que prevêem um componente espectral rígido para a emissão direta de choque durante a época inicial (menos de 100 dias) e um componente térmico suave para o reverso emissão de choque após o casco em expansão se tornar opticamente fino. ”
Por dezenas de milhares de anos antes de se tornar supernova, a estrela que se tornou SN 1970G silenciosamente afastou a matéria para o espaço. Isso criou uma aura extrastelar expansiva de hidrogênio e hélio na forma de um CSM. Quando se tornou supernova, um fluxo maciço de matéria quente disparou para o espaço quando o manto do SN 1970G se recuperou após o colapso em seu núcleo superaquecido. Por cerca de 100 dias, a densidade dessa matéria permaneceu extremamente alta e - ao penetrar no CSM - raios X duros dominaram a saída do fluxo noval. Esses raios-X duros contêm dez a vinte vezes mais energia do que os seguintes.
Mais tarde, quando essa matéria altamente energizada se expandiu o suficiente para se tornar opticamente transparente, um novo período foi superveniente - o fluxo de raios-X do próprio CSM causou uma inundação reversa de raios-X "suaves" de baixa energia. Espera-se que esse período continue até que o CSM se expanda ao ponto de fusão com a Interstellar Matter (o ISM). Naquele momento, o restante da supernova se formará e a energia térmica dentro do CSM ionizará o próprio ISM. A partir disso, surgirá o brilho caracteristicamente "azul esverdeado" visível em remanescentes de supernovas como o Cygnus Loop, quando visto através de instrumentos amadores modestos e filtros apropriados.
O SN 1970G evoluiu para um remanescente de supernova ainda?
Uma pista importante para resolver essa questão é vista na taxa de perda de massa da supernova antes da erupção. De acordo com Immler e Kuntz: “A taxa de perda de massa medida para o SN 1970G é semelhante à inferida para outros SNe do tipo II, que geralmente variam de 10-5 a 10-4 massas solares por ano. Isso é indicativo de que a emissão de raios-X decorre de um CSM aquecido por choque depositado pelo progenitor, em vez de um ISM aquecido por choque, mesmo nesta época tardia após a explosão. ”
De acordo com Stefan Immler, “as supernovas geralmente desaparecem rapidamente logo após a explosão, à medida que a onda de choque atinge os limites externos do vento estelar, que se torna cada vez mais fino. Algumas centenas de anos depois, no entanto, o choque atinge o meio interestelar e produz copiosas emissões de raios-X devido às altas densidades do ISM. As medições das densidades na frente de choque de 1970G mostraram que elas são características dos ventos estelares, que são mais do que uma ordem de magnitude menor que as densidades do ISM. ”
Devido aos baixos níveis de emissão de raios X, os autores concluíram que o 1970G ainda não atingiu a fase remanescente da supernova - mesmo aos 35 anos após a explosão. Com base em estudos associados a restos de supernovas, como o Cygnus Loop, sabemos que, uma vez que os restos são formados, eles podem persistir por dezenas de milhares de anos quando a matéria superaquecida se fundir com o ISM. Mais tarde, depois que o ISM aquecido por choque finalmente esfriou, novas estrelas e planetas podem se formar enriquecidos por átomos pesados como carbono, oxigênio e nitrogênio, juntamente com elementos ainda mais pesados (como ferro) produzidos durante o breve momento da supernova real explosão - o material da vida.
Claramente, o SN 1970G tem muito mais a nos ensinar sobre a vida após a morte de estrelas massivas e sua marcha em direção ao status de remanescente de supernova continuará sendo cuidadosamente monitorada no futuro.
Escrito por Jeff Barbour
