O universo está transbordando de poeira cósmica. Planetas se formam em nuvens rodopiantes de poeira ao redor de uma jovem estrela; As faixas de poeira escondem estrelas mais distantes na Via Láctea acima de nós; E o hidrogênio molecular se forma nos grãos de poeira no espaço interestelar.
Até a fuligem de uma vela é muito semelhante à poeira cósmica de carbono. Ambos consistem em grãos de silicato e carbono amorfo, embora os grãos de tamanho na fuligem sejam 10 ou mais vezes maiores do que os tamanhos típicos de grãos no espaço.
Mas de onde vem a poeira cósmica?
Um grupo de astrônomos conseguiu acompanhar a poeira cósmica criada após uma explosão de supernova. A nova pesquisa não apenas mostra que os grãos de poeira se formam nessas explosões maciças, mas que eles também podem sobreviver às ondas de choque subsequentes.
As estrelas inicialmente extraem sua energia fundindo hidrogênio em hélio nas profundezas de seus núcleos. Mas, eventualmente, uma estrela ficará sem combustível. Após uma física levemente confusa, o núcleo contraído da estrela começará a fundir hélio em carbono, enquanto uma concha acima do núcleo continua a fundir hidrogênio em hélio.
O padrão continua para estrelas de massa média a alta, criando camadas de queima nuclear diferente ao redor do núcleo da estrela. Assim, o ciclo de nascimento e morte de estrelas produziu e dispersou constantemente elementos mais pesados ao longo da história cósmica, fornecendo as substâncias necessárias para a poeira cósmica.
"O problema é que, embora grãos de poeira compostos por elementos pesados se formem nas supernovas, a explosão da supernova é tão violenta que os grãos de poeira podem não sobreviver", disse o co-autor Jens Hjorth, chefe do Dark Cosmology Center no Niels Bohr. Instituir em um comunicado de imprensa. "Mas grãos cósmicos de tamanho significativo existem, então o mistério tem sido como eles são formados e sobreviveram às ondas de choque subsequentes".
A equipe liderada por Christa Gall usou o Very Large Telescope do ESO no Observatório Paranal, no norte do Chile, para observar uma supernova, chamada SN2010jl, nove vezes nos meses após a explosão e pela décima vez 2,5 anos após a explosão. Eles observaram a supernova em comprimentos de onda visíveis e no infravermelho próximo.
O SN2010jl era 10 vezes mais brilhante que a supernova média, tornando a estrela explosiva 40 vezes a massa do Sol.
"Ao combinar os dados dos nove primeiros conjuntos de observações, fomos capazes de fazer as primeiras medições diretas de como a poeira em torno de uma supernova absorve as diferentes cores da luz", disse o autor principal Christa Gall, da Universidade de Aarhus. "Isso nos permitiu descobrir mais sobre a poeira do que era possível antes."
Os resultados indicam que a formação de poeira começa logo após a explosão e continua por um longo período de tempo.
A poeira inicialmente se forma no material que a estrela expeliu para o espaço antes mesmo de explodir. Em seguida, ocorre uma segunda onda de formação de poeira, envolvendo material ejetado da supernova. Aqui, os grãos de poeira são enormes - com um milésimo de milímetro de diâmetro -, tornando-os resilientes a qualquer onda de choque que se segue.
“Quando a estrela explode, a onda de choque atinge a densa nuvem de gás como uma parede de tijolos. Está tudo na forma de gás e incrivelmente quente, mas quando a erupção atinge a "parede", o gás é comprimido e esfria a cerca de 2.000 graus ", disse Gall. “Nesta temperatura e densidade, os elementos podem nuclear e formar partículas sólidas. Medimos grãos de poeira tão grandes quanto cerca de um mícron (um milésimo de milímetro), o que é grande para grãos de poeira cósmicos. Eles são tão grandes que podem sobreviver em sua jornada para a galáxia. ”
Se a produção de poeira no SN2010jl continuar seguindo a tendência observada, 25 anos após a explosão da supernova, a massa total de poeira terá metade da massa do sol.
Os resultados foram publicados na Nature e estão disponíveis para download aqui. O comunicado de imprensa do Niels Bohr Institute e o ESO também estão disponíveis.
