Como morrem as estrelas mais massivas: supernova, hipernova ou colapso direto?

Ilustração da explosão da supernova observada da Terra no século XVII na constelação de Cassiopeia. O material ao seu redor e a constante emissão de radiação eletromagnética tiveram um papel na iluminação contínua dos restos da estrela

Crie uma estrela suficientemente grande e não termine seus dias em silêncio - como será para o nosso Sol, que primeiro queima bilhões e bilhões de anos sem problemas e depois encolhe para uma anã branca. Em vez disso, seu núcleo entra em colapso e inicia uma reação descontrolada de fusão, que espalha as camadas externas da estrela em uma explosão de supernova e comprime as partes internas em uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Pelo menos, é comumente acreditado. Mas se você pegar uma estrela bastante massiva, uma supernova pode não funcionar. Em vez disso, há outra possibilidade - colapso direto, no qual toda a estrela simplesmente desaparece, transformando-se em um buraco negro. E outra possibilidade é conhecida como hipernova - é muito mais enérgica e mais brilhante que uma supernova, e não deixa restos do núcleo. Como as estrelas mais massivas terminarão suas vidas? É o que a ciência diz sobre isso.


A nebulosa dos remanescentes da supernova W49B , ainda visível na faixa de raios-X, bem como nas ondas de rádio e infravermelho. Uma estrela deve exceder o Sol em massa de pelo menos 8 a 10 vezes, a fim de gerar uma supernova e criar elementos pesados ​​necessários para o aparecimento de planetas como a Terra no Universo.

Cada estrela imediatamente após o nascimento sintetiza hélio em seu núcleo a partir do hidrogênio. Estrelas semelhantes ao Sol, anãs vermelhas que são apenas várias vezes maiores que Júpiter e estrelas supermassivas que são dezenas e centenas de vezes maiores que as nossas - todas elas passam por esse primeiro estágio de reações nucleares. Quanto mais maciça a estrela, mais altas as temperaturas atingem seu núcleo e mais rápido queima combustível nuclear. Quando o hidrogênio termina no núcleo da estrela, ele se contrai e se aquece, após o qual - se atingir a densidade e a temperatura desejadas - pode começar a síntese de elementos mais pesados. Estrelas semelhantes ao Sol serão capazes de se aquecer o suficiente depois que o combustível de hidrogênio acabar e começar a sintetizar carbono a partir do hélio, mas esse estágio será o último para o nosso Sol. Para ir para o próximo nível, síntese de carbono, uma estrela deve exceder o Sol em massa em 8 (ou mais) vezes.


A estrela ultra-massiva WR 124 ( estrela da classe Wolf-Rayet ) com sua nebulosa ao redor é uma das milhares de estrelas da Via Láctea que pode se tornar a próxima supernova. Também é muito maior e mais massivo do que aquelas estrelas que podem ser criadas em um universo contendo apenas hidrogênio e hélio, e já podem estar no estágio de queima de carbono.

Se a estrela é tão maciça, será um verdadeiro fogo de artifício cósmico. Diferentemente das estrelas parecidas com o sol, arrancando suavemente suas camadas superiores, das quais uma nebulosa planetária é formada, e encolhendo para uma anã branca rica em carbono e oxigênio, ou para uma anã vermelha, que nunca chegará ao estágio de queima de hélio, e simplesmente encolher para uma anã branca rica em hélio , as estrelas mais massivas são destinadas a um verdadeiro cataclismo. Na maioria das vezes, especialmente em estrelas com não a maior massa (≈ 20 massas solares ou menos), a temperatura do núcleo continua a aumentar à medida que o processo de síntese se move para elementos mais pesados: do carbono ao oxigênio e / ou neon, e depois ainda mais, de acordo com a tabela periódica , ao magnésio, silício, enxofre, eventualmente chegando ao ferro, cobalto e níquel. A síntese de outros elementos exigiria mais energia do que a liberada durante a reação, de modo que o núcleo entra em colapso e uma supernova aparece.


Anatomia de uma estrela supermassiva durante sua vida terminando com uma supernova tipo II

Este é um final muito brilhante e colorido, ultrapassando muitas estrelas massivas no universo. De todas as estrelas que apareceram, apenas 1% ganha massa suficiente para atingir esse estado. Com o aumento da massa, o número de estrelas que a atingiram diminui. Cerca de 80% de todas as estrelas do universo são anãs vermelhas; a massa de 40% deles não excede a massa do sol. Nesse caso, o Sol é mais massivo do que 95% das estrelas do Universo. O céu noturno está cheio de estrelas muito brilhantes: aquelas que são mais fáceis de ver para uma pessoa. Mas além do limite do limite inferior para o aparecimento de uma supernova, existem estrelas que são dezenas ou mesmo centenas de vezes maiores que o Sol em massa. Eles são muito raros, mas muito importantes para o espaço - tudo porque estrelas massivas podem acabar com sua existência não apenas na forma de uma supernova.


A Nebulosa da Bolha está localizada na parte de trás dos restos de uma supernova que apareceu milhares de anos atrás. Se as supernovas distantes estiverem em um ambiente mais empoeirado do que suas contrapartes modernas, isso exigirá uma correção no nosso entendimento atual da energia escura.

Em primeiro lugar, muitas estrelas massivas têm correntes e materiais jogados fora. Com o tempo, quando se aproximam do fim de sua vida ou de um dos estágios da síntese, algo faz com que o núcleo se contraia por um curto período de tempo, e é por isso que se aquece. Quando o núcleo fica quente, a velocidade de todos os tipos de reações nucleares aumenta, o que leva a um rápido aumento na quantidade de energia criada no núcleo da estrela. Esse aumento de energia pode liberar uma grande quantidade de massa, dando origem a um fenômeno conhecido como pseudo-supernova : um surto ocorre mais brilhante que qualquer estrela normal e até dez massas solares são perdidas. A estrela This Kiel (abaixo) se tornou uma pseudo-supernova no século 19, mas dentro da nebulosa que ela criou, ela ainda queima, esperando o destino final.


A pseudo-supernova do século 19 se manifestou na forma de uma explosão gigante, lançando material em vários espaços interestelares de Eta Kiel. Essas estrelas de grande massa em galáxias ricas em metal (como a nossa) emitem uma fração significativa de sua massa, que é diferente das estrelas em galáxias menores que contêm menos metais

Então, qual é o destino final das estrelas mais de 20 vezes a massa do nosso sol? Eles têm três possibilidades, e ainda não temos certeza absoluta de quais condições levam ao desenvolvimento de cada um dos três. Uma delas é uma supernova, que já discutimos. Qualquer estrela ultra-massiva que perca muito de sua massa pode se transformar em supernova se sua massa cair de repente dentro dos limites corretos. Mas existem mais dois intervalos de massa - e, novamente, não sabemos exatamente o que são massas - permitindo que outros dois eventos ocorram. Esses dois eventos definitivamente existem - nós já os observamos.


Fotografias na luz visível e no infravermelho próximo do Hubble mostram uma estrela massiva, cerca de 25 vezes a massa do Sol, desapareceu subitamente e não deixou nenhuma supernova ou qualquer outra explicação. A única explicação razoável é o colapso direto.

Buracos negros de colapso direto. Quando uma estrela se transforma em uma supernova, seu núcleo entra em colapso e pode se tornar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro - dependendo da massa. Mas apenas no ano passado, pela primeira vez, os astrônomos observaram como uma estrela com 25 solares simplesmente desapareceu. As estrelas não desaparecem sem deixar vestígios, mas poderia haver uma explicação física para o que poderia ter acontecido: o núcleo da estrela deixou de criar pressão de radiação suficiente para equilibrar a compressão gravitacional. Se a região central se tornar suficientemente densa, ou seja, se uma massa suficientemente grande for comprimida em um volume suficientemente pequeno, um horizonte de eventos é formado e um buraco negro surge. E após o aparecimento do buraco negro, tudo o mais é simplesmente puxado para dentro.


Um dos muitos aglomerados da região é destacado por estrelas azuis maciças e de curta duração. Em apenas 10 milhões de anos, a maioria das estrelas mais massivas explodirá, tornando-se supernovas do tipo II - ou simplesmente sofrer colapso direto

A possibilidade teórica de colapso direto foi prevista para estrelas muito massivas, mais de 200-250 massas solares. Mas o recente desaparecimento de uma estrela de massa relativamente pequena colocou em questão a teoria. Talvez não entendamos os processos internos dos núcleos estelares tão bem quanto pensávamos, e talvez a estrela tenha várias maneiras de simplesmente entrar em colapso completo e desaparecer sem deixar cair nenhuma quantidade tangível de massa. Nesse caso, a formação de buracos negros por colapso direto pode ser um fenômeno muito mais frequente do que se pensava, e essa pode ser uma maneira muito conveniente para o Universo criar buracos negros supermassivos nos estágios iniciais de desenvolvimento. Mas há outro resultado, muito pelo contrário: um show de luzes, muito mais colorido que uma supernova.


Sob certas condições, uma estrela pode explodir para não deixar nada para trás!

Explosão de hipnova. Também conhecida como supernova superbright. Tais eventos são muito mais brilhantes e fornecem curvas de luz completamente diferentes (uma sequência de brilho crescente e decrescente) do que qualquer supernova. A principal explicação do fenômeno é conhecida como " supernova instável aos pares ". Quando uma grande massa - centenas, milhares e até milhões de vezes mais que a massa de todo o nosso planeta - cai em um pequeno volume, uma enorme quantidade de energia é liberada. Teoricamente, se uma estrela é suficientemente massiva, da ordem de 100 massas solares, a energia emitida por ela será tão grande que os fótons individuais podem começar a se transformar em pares elétron-pósitron. Tudo fica claro com os elétrons, mas os pósitrons são seus equivalentes à antimatéria e têm características próprias.


O diagrama mostra o processo de produção de vapor que, segundo os astrônomos, levou ao surgimento da hipernova SN 2006gy . Quando fótons com energia suficientemente alta aparecerem, também aparecerão pares elétron-pósitron, devido aos quais a pressão cairá e uma reação descontrolada começará, destruindo a estrela

Na presença de um grande número de pósitrons, eles começarão a colidir com os elétrons disponíveis. Essas colisões levarão à sua aniquilação e ao aparecimento de dois fótons de raios gama de uma certa energia. Se a taxa de ocorrência de pósitrons (e, portanto, raios gama) for suficientemente baixa, o núcleo da estrela permanecerá estável. Mas se a velocidade aumentar o suficiente, esses fótons, com uma energia superior a 511 keV, aquecerão o núcleo. Ou seja, se você iniciar a produção de pares elétron-pósitron em um núcleo em colapso, a velocidade de sua produção aumentará cada vez mais rápido, o que aquecerá ainda mais o núcleo! Isso não pode continuar indefinidamente - como resultado, levará ao aparecimento da supernova mais espetacular de todas: uma supernova instável em pares, na qual uma estrela inteira explode com uma massa de mais de 100 sóis!



Isso significa que, para uma estrela supermassiva, existem quatro opções para o desenvolvimento de eventos:

• As supernovas de baixa massa geram uma estrela e um gás de nêutrons.
• Supernovas de massa mais alta geram um buraco negro e um gás.
• Estrelas maciças como resultado do colapso direto dão origem a um buraco negro maciço sem outros resíduos.
• Após a explosão da hipnova, apenas o gás permanece.

À esquerda, há uma ilustração das entranhas do artista, de uma enorme estrela queimando silício, e localizadas nos últimos estágios anteriores à supernova. À direita está a imagem do telescópio Chandra dos restos de supernovas da Cassiopeia A, mostrando a presença de elementos como ferro (azul), enxofre (verde) e magnésio (vermelho). Mas esse resultado não foi necessariamente inevitável.

Ao estudar uma estrela muito massiva, há uma tentação de supor que ela se tornará uma supernova, após a qual um buraco negro ou uma estrela de nêutrons permanecerá. Mas, de fato, existem dois outros cenários possíveis que já foram observados e que ocorrem com bastante frequência pelos padrões cósmicos. Os cientistas ainda estão trabalhando para entender quando e sob quais condições cada um desses eventos ocorre, mas eles realmente ocorrem. Da próxima vez, olhando para uma estrela muitas vezes superior ao Sol em massa e tamanho, não pense que uma supernova será um resultado inevitável. Em tais objetos ainda há muita vida e muitas opções para sua morte. Sabemos que o nosso universo observável começou com uma explosão. No caso das estrelas mais massivas, ainda não temos certeza se elas acabarão com suas vidas em uma explosão, destruindo-se completamente ou em um colapso silencioso, completamente comprimido no abismo gravitacional do vazio.