Muitas coisas no universo podem causar uma supernova, do colapso gravitacional de uma estrela massiva à colisão de anãs brancas. Mas a maioria das supernovas que observamos estão em outras galáxias, distantes demais para que possamos ver os detalhes do processo.
Desenho esquemático mostrando dois canais de fusões de anãs brancas que podem plausivelmente levar a SNe Ia do código de síntese de população binária StarTrack (Belczynski et al. 2008). Crédito: arXiv (2024). DOI: 10.48550/arxiv.2412.01766
Então, em vez disso, as supernovas são categorizadas por características observadas, como as curvas de luz de como elas brilham e desaparecem e os tipos de elementos identificados em seus espectros. Embora isso nos dê alguma ideia da causa subjacente, ainda há coisas que não entendemos inteiramente. Isso é particularmente verdadeiro para um tipo particular de supernova conhecido como Tipo Ia.
Uma visão geral dos diferentes progenitores propostos de supernovas do Tipo Ia foi publicada no servidor de pré-impressão arXiv .
Você provavelmente já ouviu falar de supernovas do Tipo Ia porque elas são centrais para nossa compreensão da cosmologia. Elas têm uma característica importante de ter um brilho máximo uniforme. Isso significa que podemos observar seu brilho aparente, compará-lo com seu brilho real e calcular sua distância.
Por esse motivo, elas são frequentemente chamadas de velas padrão e foram a primeira maneira de aprendermos que o universo não está apenas se expandindo; ele está acelerando sob a influência da energia escura.
A partir dos espectros dessas supernovas, podemos ver que o brilho inicial é alimentado pelo decaimento radioativo do níquel-56, enquanto muito do brilho posterior vem do decaimento do cobalto-56. Também vemos a presença de silício ionizado perto do pico de brilho, o que nenhum outro tipo de supernova tem. Isso nos diz que as supernovas do Tipo Ia não são causadas pelo colapso do núcleo de uma estrela, mas sim por algum tipo de efeito de fuga térmica.
O modelo mais popular para supernovas do Tipo Ia é que elas são causadas pelo colapso de uma anã branca. Quando uma anã branca faz parte de um binário próximo com uma gigante vermelha envelhecida, a anã branca pode capturar parte da camada externa da companheira. Com o tempo, a anã branca captura massa suficiente para cruzar o limite de Chandresekhar, o que desencadeia a supernova.
Como o limite de Chandrasekhar está sempre em 1,4 massas solares, isso explicaria por que as supernovas do Tipo Ia sempre têm o mesmo brilho máximo.
Mas, à medida que observamos cada vez mais supernovas, aprendemos que as supernovas do Tipo Ia nem sempre têm o mesmo brilho máximo. Há algumas que são particularmente mais brilhantes, com linhas de silício mais fracas em seus espectros e linhas de ferro mais fortes. Há algumas que são muito mais fracas do que o normal, com fortes linhas de absorção de titânio.
Isso não impede seu uso como velas padrão, já que podemos identificá-las pelos espectros e ajustar nossos cálculos de brilho adequadamente, mas sugere que o modelo de progenitor único é incompleto.
Uma possibilidade é que algumas supernovas do Tipo Ia sejam causadas por colisões de anãs brancas. Dado o número calculado de sistemas binários de anãs brancas, as colisões não podem ser responsáveis por todas as supernovas desse tipo, mas colisões estelares são conhecidas por ocorrerem, e elas não seriam limitadas pelo limite de Chandresekhar, permitindo assim supernovas que são mais brilhantes ou mais fracas do que o normal.
Também é possível que algumas supernovas do Tipo Ia sejam causadas pela acreção de uma companheira próxima, mas a supernova resultante não destrói a anã branca, o que poderia explicar os subtipos mais escuros dessas supernovas.
No momento, há muitas possibilidades, e simplesmente não temos dados suficientes para identificar as causas. Mas a boa notícia é que, com novos observatórios e pesquisas do céu, como o Observatório Rubin, que entrarão em operação em breve, coletaremos uma riqueza de dados observacionais, particularmente de supernovas que ocorrem dentro de nossa própria galáxia. Isso nos fornecerá as informações de que precisamos para finalmente resolver esse problema astronômico de longa data.
Fonte: phys.org
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