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Novas, Supernovas e Hipernovas

Algumas estrelas aumentam sua luminosidade rapidamente, devido ao início de reações termonucleares descontroladas (runaway): as novas e as supernovas.

Imagem do Telescópio Espacial Chandra de quatro remanescentes de supernovas na nossa Galáxia, SN 1054: Nebulosa do Caranguejo, G292.0+1.8: SN II a 22 mil anos-luz, no Centauro, SN 1572: Tycho e SN 1181: 3C58.

Imagem da Nova Cygni 1992 obtida em 1994 com a Faint Object Camera, da ESA, acoplada ao Telescópio Espacial Hubble, da NASA. Nova Cygni 1992, que está a 10 430 anos-luz da Terra, na constelação do Cisne, foi vista em 19 de fevereiro de 1992, e a imagem mostra o anel de matéria ejetada na explosão.
Existem registros históricos de supernovas desde 1300 a.C., mas as mais bem conhecidas são a da Nebulosa do Caranguejo (SN 1054), a SN 1572, a SN 1604 e a SN 1987A. Nessa nomenclatura, as iniciais SN indicam supernova, e o número que segue é o ano da descoberta. A SN 1006 foi a mais brilhante registrada na história, atingindo magnitude aparente -7.5 (16× mais brilhante que Vênus). Esta SN Ia a 2,2 kpc de distância foi avistada no sul da Europa, Norte da África, China e Japão, na constaleção Lupus. A SN 1054 foi observada pelos chineses; a SN 1572 foi observada por Tycho Brahe, na constelação da Cassiopéia, e foi mais brilhante que Vênus, atingindo magnitude aparente -4; a SN tipo Ia SN1 604 foi observada por Johannes Kepler, na constelação da Serpente (Ophiucus), atingindo magnitude aparente -3; e finalmente a SN 1987A descoberta por Ian Shelton em 23 Fev 1987, atingiu magnitude aparente 3, na Grande Nuvem de Magalhães (d=50 kpc, m-M=18,54±0,13), a primeira visível a olho nu desde 1604, foi observada por um grande número de astrônomos profissionais e amadores e foi o resultado da explosão da supergigante azul Sanduleak -69° 202.

À esquera, imagem da SN 1987A dois meses depois da observação da explosão (esquerda) e da estrela progenitora, Sanduleak -69° 202 (direita). O decaimento linear após o máximo é consistente com o decaimento de ⁵⁶Co em ⁵⁶Fe, que tem tempo de vida médio de 77 dias.

SN1987A

Imagem da SN 1987A obtida no ótico (Hα) com a Wide Field Planetary Camera 2 do Telescópio Espacial Hubble em 1994, mostrando 3 anéis em volta do material ejetado na explosão detectada na Terra em fevereiro de 1987, mas que na verdade ocorreu 163 000 anos atrás, já que esta é a distância em anos luz para a Grande Nuvem de Magalhães, galáxia anã irregular, satélite da Via Láctea (Grzegorz Pietrzynski, Dariuz Graczyk, Wolfgang Gieren et al. 2013, An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent, Nature, 495, 7439, 76). A estrela supergigante azul de aproximadamente 25 M_⊙ que explodiu havia sido observada antes da explosão. A SN1987A foi também a primeira para a qual os neutrinos emitidos na explosão foram detectados na Terra. Richard McCray (1993, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31, 175) inferiu que a SN 1987A expeliu 1 M_⊙ em oxigênio.

Espectro de emissão de neutrinos 30 segundos após a explosão, no modelo de Adam Burrows.

A supernova super-brilhante 2006gy foi causada pelo colapso de uma estrela massiva. Se a supernova fosse devido ao colapso de uma anã-branca, ela deveria ter sido 1000× mais brilhante em raio-X do que detectado pelo Chandra. Na imagem no ótico à esquerda, a fonte mais fraca é o núcleo da galáxia S0/Sa NGC 1260, a 238 milhões de anos-luz de nós. No raio-X, as duas fontes são parecidas. Cada imagem tem 2,5 segundos de arco. A energia emitida, 1×10⁵¹ ergs, corresponde a 22 M_⊙ de ⁵⁶Ni.

Lóbulo de Roche de um sistema binário.

As novas ocorrem em anãs brancas que fazem parte de sistemas binários, em que há transferência de massa da companheira para a anã branca, chamadas variáveis cataclísmicas em geral. A maior parte dos sistemas em que novas ocorrem têm período orbital pequeno, de poucas horas (Alejandra Daniela Romero, S. O. Kepler, Larissa Luciano Amorin & Marcos Diaz, 2025, ⟨P⟩=3,4 h). Nestes sistemas ocorre transferência de massa devido ao preenchimento do lóbulo de Roche da estrela de maior raio, e na maior parte das vezes de menor massa. O lóbulo de Roche delimita o volume em volta de um objeto dentro do qual a matéria está gravitacionalmente ligada a ele. Como a matéria tem momentum angular, ela forma um disco de acresção em volta da anã branca. A acresção se dá devido à viscosidade no disco (há colisões entre as partículas), que faz parte da matéria espiralar até a atmosfera da anã branca.

Ilustração de um sistema binário transferindo matéria, que forma um disco de acresção em volta da estrela que recebe massa. A matéria não pode cair diretamente na estrela, por conservação de momentum angular.

A curva de luz das novas apresenta um rápido aumento de brilho, da ordem de 1 dia, de até 9 magnitudes, e um declínio de 3 ou 4 magnitudes em algumas semanas, seguido de um declínio mais lento, de até 10 anos.

Espectro do Sloan Digital Sky Survey de uma variável cataclísmica em estado alto.

Aproximadamente 50 novas ocorrem por ano em galáxias massivas como a Via Láctea. O primeiro espectro de uma nova foi obtido em 12 de maio de 1868 por William Huggins (1824-1910) de T Coronae Borealis, mostrando as linhas de Hα, Hβ e Hγ em emissão. As camadas ejetadas têm velocidade de 500 a 2000 km/s e massas de 10^-6 a 10^-4 M_⊙, correspondendo a energias cinéticas de 10⁴³ a 10⁴⁴ ergs, e muitas são recorrentes. A explosão se dá porque as camadas externas da anã branca, normalmente tão frias que não há reações termonucleares, ao acumular matéria da companheira na razão de 10^-10 a 10^-9 M_⊙/ano, atinge densidades e temperaturas suficientes para queimar o hidrogênio acretado. A queima se dá em uma camada (shell), em condições termicamente instáveis, pelo processo CNO.

Já as supernovas, muito mais raras [1/(50 anos)], têm energia cinética da ordem de 10⁵⁰ a 10⁵¹ ergs, luminosidades de 10⁹ a 10¹⁰ L_⊙, aumento de brilho em poucos dias e decréscimo em centenas de dias.

O primeiro espectro de uma supernova foi obtido em 1885 pelo alemão Hermann Carl Vogel (1841-1907), de S Andromedae, três dias antes do espectro obtido pelo húngaro Nicholas von Konkoly [Miklós Konkoly Thege (1842-1916)].

As supernovas são classificadas em dois tipos principais, de acordo com a classificação proposta em 1941 pelo astrônomo alemão Rudolph Leo Bernhard Minkowski (1895-1976):

1. as supernovas tipo I, que não apresentam hidrogênio no espectro, e
2. as supernovas tipo II, que apresentam linhas de emissão ou absorção de hidrogênio no espectro, alargadas pela alta velocidade de ejeção do gás.

Diferentes curvas de luz para diferentes tipos de supernovas.

Nas SN Ia o decaimento é diretamente provocado pelo ⁵⁶Ni (meia vida de 6 dias) e subsequente ⁵⁶Co (meia vida de 77 dias). Já nas SN II, pela conversão de energia cinética em radiação pela interação com (opacidade) o hidrogênio, ionizado, depois neutro e mais tarde pelo decaimento radiativo do ⁵⁶Co em ⁵⁶Fe. Note que embora a maior parte da energia seja ejetada em radiação pelas SN Ia, nas SN II ela é principalmente na forma de neutrinos e, portanto, mais energética (10⁵³ erg/s = 10⁴⁶ J/s). O material ejetado das supernovas atinge velocidades de 5000 a 10 000 km/s, e suas massas são tipicamente de 1 a 10 M_⊙.

Em galáxias espirais massivas, ocorre aproximadamente 1 SN Tipo I a cada 100 anos, e 1 SN Tipo II a cada 30 anos. As supernovas tipo II ocorrem por implosão do núcleo em estrelas massivas e são observadas somente nos braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares, onde há formação estelar recente, já que as estrelas massivas evoluem rapidamente. São um pouco (≈2 mag) menos luminosas (em fótons) do que as tipo I.

As supernovas tipo I ocorrem tanto em galáxias espirais quanto em elípticas. Recentemente algumas SN Tipo I e, portanto, sem linhas de hidrogênio, foram descobertas nas vizinhanças de regiões H II e em braços espirais, e receberam a denominação de tipo Ib, enquanto as tipo I clássicas, que apresentam forte absorção de silício, são chamadas de Tipo Ia.

As supernovas de tipo Ia, que são associadas com a queima explosiva do carbono, ocorrem em sistemas binários, quando uma estrela anã branca com massa próxima à massa de Chandrasekhar recebe massa da companheira, que preenche seu lóbulo de Roche por expansão devido à evolução, ou podem ser originárias da coalescência de duas anãs brancas. Quando a anã branca de carbono e oxigênio chega próximo da massa de Chandrasekhar, inicia-se a queima explosiva de carbono e oxigênio em níquel. O níquel decai radioativamente em cobalto, e este em ferro, liberando a energia que mantém a supernova brilhante. Marat Gilfanov & A. Bogdan (2011, Progenitors Of Type Ia Supernovae in elliptical galaxies) propõem que só 5% das SN Ia observadas em populações velhas são de anãs brancas acretando massa de uma companheira e detonando ao atingir a massa de Chandrasekhar. O resto viria de coalecência de anãs brancas. Para galáxias espirais, existe um número suficiente de doadores que podem transferir os 0,2 M_⊙ necessários para a queima explosiva do carbono. As curva de luz das SN Ia são tão similares, de supernova para supernova, que as SN Tipo Ia são utilizadas como indicadores de distâncias das galáxias. Dois projetos independentes de determinar as distâncias das supernovas Ia distantes são o Supernova Cosmology Project, iniciado em 1988 e liderado por Saul Perlmutter (1959-), do Lawrence Berkeley National Laboratory, USA (Saul Perlmutter et al. 1999, Measurement of Ω and Λ from 42 high-redshift supernovae, Astrophysical Journal, 517, 565) e o High-z Supernova Search Team, iniciado em 1994 por Brian P. Schmidt (1967-) na Austrália, [Adam G. Riess (1969-) et al. 1998, Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant, Astronomical Journal, 116, 1009], levaram à descoberta da expansão acelerada do Universo em 1998, e ao prêmio Nobel de 2011.

David Branch et al. (2006, Comparative Direct Analysis of Type Ia Supernova Spectra. II. Maximum Light, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 118, 560), concluem que há disrupção total da progenitora na SN Ia, pelo menos das normais.

Richard A. Scalzo, Ashley J. Ruiter & Stuart A. Sim (arXiv 1408:6601v1), mediram a quantidade de ⁵⁶Ni em 337 SN Ia e concluem que há diversos mecanismos gerando-as, desde progenitoras com 1,0 M_⊙ (Paolo Mazzali et al. 2007, Science, 315, 825, A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae), pelo menos 25%, a super-Chandrasekhar (Andrew D. Howell et al. 2006, Nature, 443, 308; Stefan Taubenberger et al. 2013, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 432, 3117), menos de 1%.

Patrick L. Kelly, Alexei V. Filippenko, David L. Burke, Malcolm Hicken, Mohan Ganeshalingam & Weikang Zheng (2015, Type Ia Supernovae Yielding Distances with 3-4% Precision, Science, 347, 1459) publicaram que para um subconjunto de SN Ia em regiões com alto brilho ultravioleta e alta densidade superficial de formação estelar, as curvas de luz podem ser corrigidas com somente um parâmetro, provelmente a idade da progenitora.

As supernovas tipo Ib são oriundas da queima explosiva de carbono ou colapso do núcleo em estrelas deficientes em hidrogênio, como as Wolf-Rayets. As estrelas Wolf-Rayet, uma etapa da evolução de estrelas de alta massa, foram descobertas em 1867 pelos franceses Charles J.F. Wolf (1827-1918) e Georges A.P. Rayet (1839-1906) por apresentarem linhas de emissão no espectro, são variáveis quentes (T_ef≃50 000 K) e têm um envoltório de poeira e gás ejetado da estrela pela forte pressão de radiação.

A foto à direita mostra a nebulosa NGC 6888 em volta da estrela Wolf-Rayet WR136, e a foto maior um detalhe da nebulosa observada pelo Telescópio Espacial Hubble. Pelo tamanho e velocidade, a nebulosa foi expelida há 250 000 anos. A luz ultravioleta da estrela central massiva ilumina a nebulosa. Esta nebulosa encontra-se na constelação do Cisne, a 4700 anos-luz.

Supernovas

A explosão das supernovas em geral se dá por ignição explosiva do carbono (ou captura de elétrons em um núcleo de O-Ne-Mg), para progenitoras de massa intermediária (cerca de 8±1,2 M_⊙), ou por colapso gravitacional (desintegração do Fe), para as estrelas massivas. Este limite foi calculado por Stephen J. Smartt, J. J. Eldridge, R. M. Crockett, & J. R.Maund (2009, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 395, 1409), que também estimou que 27% das SN são termonucleares tipo Ia, enquanto as de colapso de núcleo correspondem a 59% pelo tipo II e 29% do tipo Ib/c. Para as estrelas de massa pequena e intermediária (0,8 a 8 M_⊙), a emissão de neutrinos no núcleo degenerado remove energia térmica suficiente para inibir a ignição do carbono, até que a perda de massa no ramo das gigantes e ramo assintótico seja suficiente para a estrela tornar-se uma anã branca, ou que seu núcleo atinja a massa máxima para uma anã branca.

Para estrelas que nascem com massa acima de ≃10 M_⊙, quando o núcleo atinge a massa de Chandrasekhar, a densidade central é tão alta que inicia a queima do carbono. Inicialmente a energia nuclear é transportada por convecção, durando cerca de 1000 anos. Quando a temperatura central atinge 10⁹ K, o tempo de queima nuclear torna-se mais curto que a escala de tempo de convecção, e a energia nuclear não é mais transportada para fora rapidamente, iniciando uma queima explosiva, a explosão termonuclear.

Se a estrela tornou-se uma anã branca, seu núcleo deve ser rico em carbono e/ou oxigênio. Se a anã branca acreta massa de uma binária companheira a taxas tão altas para que explosões como nova não ocorram, então a ignição do carbono ocorrerá em um gás altamente degenerado (ρ ≃ 2 a 4×10⁹g/cm³ e T≃10⁸ K). O mesmo ocorre quando uma AGB acreta massa ao núcleo degenerado pela queima do He em uma camada. Nestas condições a pressão do gás é praticamente independente da temperatura e, consequentemente, o aquecimento do núcleo não causa a expansão e subsequente esfriamento do núcleo. Embora a emissão de neutrinos esfrie o núcleo, a taxa de reação para a queima do carbono é tão sensível à temperatura que a queima de carbono aumenta até uma explosão descontrolada. Como consequência da alta taxa de queima de carbono, a temperatura torna-se alta o suficiente para a queima quase simultânea do oxigênio e do silício, sintetizando ⁵⁶Ni e ⁵⁶Co, que são transformados em ⁵⁶Fe. A energia liberada pelas reações nucleares (≃2×10⁵¹ ergs) torna-se maior do que a energia de ligação gravitacional do núcleo degenerado (≃ 3×10⁵⁰ ergs), e a estrela é totalmente dispersada no espaço.

SN II

Estrelas mais massivas que cerca de 11 M_⊙ queimam o carbono, o oxigênio e o silício - em núcleo não degenerado - e seus núcleos são formados por elementos do grupo do ferro quando, mais tarde, se inicia o colapso gravitacional.

Resultados do MESA: Evolução de uma estrela de 15 M_⊙

Estágio	Tempo	Combustível	Produto	Temperatura	Densidade	Luminosidade	Neutrinos
				(109K)	(g/cm3)	(L⊙)	(Lν⊙)
Hidrogênio	11 M anos	H	He	0,035	5,8	20 mil	1800
Hélio	2 M anos	He	C,O	0,18	1390	44 mil	1900
Carbono	2000 anos	C	Ne,Mg	0,81	2,8×105	72 mil	3,7×105
Neonio	0,7 anos	Ne	O,Mg	1,6	1,2×107	75 mil	1,4×108
Oxigênio	2,6 anos	O,Mg	Si,S,Ar,Ca	1,9	8,8×106	75 mil	9,1×108
Silício	18 dias	Si,S,Ar,Ca	Fe,Ni,Cr,Ti	3,3	4,8×107	75 mil	1,3×1011
Colapso	1 s	Fe,Ni,Cr,Ti	neutrons	>7,1	>7,3×109	75 mil	>3,6×1015

Samuel Jones et al. (2013, Advanced burning stages and fate of 8-10 M_⊙ stars, Astrophysical Journal, 772, 150)

Quando o colapso se inicia, a massa do núcleo é da ordem de 1,5 M_⊙, independente da massa total da estrela. Antes do colapso, zonas de convecção extensas durante a queima do carbono, oxigênio e silício homogeneizaram a composição química do núcleo. No núcleo de uma estrela com 15 M_⊙, o colapso se inicia quando a densidade central é da ordem de 4×10⁹g/cm³ e a temperatura central da ordem de 8×10⁹ K e a pressão é mantida por elétrons degenerados e relativísticos. Com a contração do núcleo, a foto-dissociação parcial dos elementos do grupo do ferro se inicia,

⁵⁶Ni + 100 MeV → 14⁴He
⁴He + 28 MeV → 2p + 2n

removendo energia térmica do gás e, consequentemente, reduzindo a pressão. Com o aumento da densidade no núcleo, a energia de Fermi dos elétrons aumenta, e os elétrons são capturados pelos prótons dentro dos núcleos, por decaimento β inverso. Com a redução do número de elétrons degenerados, principal fonte de pressão do gás, o colapso se acentua. Este processo, chamado de fotodesintegração, foi proposto em 1957 por William Alfred Fowler (1911-1995) e Sir Fred Hoyle (1915-2001). Durante os primeiros estágios do colapso, os neutrinos emitidos por captura de elétrons escapam da estrela. Alguns neutrinos são também emitidos pela aniquilação de elétrons e pósitrons e por reações do tipo Urca. Com o aumento de densidade do núcleo, a opacidade dos neutrinos aumenta, pois sua energia é maior do que a massa de repouso dos elétrons e, portanto, o espalhamento neutrino-elétron pode mudar suas energias significativamente. O aprisionamento dos neutrinos no núcleo colapsante ocorre para densidades acima de 3×10¹¹g/cm³, e ocorre a termalização dos neutrinos. Durante as etapas finais do colapso, que duram 1 a 2 milisegundos, a escala de tempo de difusão dos neutrinos é cerca de mil vezes maior do que a escala de tempo de colapso ($\simeq 1/\sqrt{G\rho}$).

SN Ia

Uma supernova tipo Ia ocorre quando a massa acretada de uma binária próxima, ou colisão com outra anã branca, faz com que a massa do núcleo degenerado supere (ou se aproxime de) a massa de Chandrasekhar. Nesse momento, ocorre uma detonação em uma camada acima do núcleo, pois a parte central é resfriada pela emissão de neutrinos. A detonação se move para dentro e para fora, rompendo a estrela.

A liberação de energia na combustão degenerada do C é tão rápida que se dá instantaneamente, em uma camada extremamente fina. Somente depois da queima total é que a próxima camada esquenta o suficiente para iniciar a queima. Ocorre, portanto, uma frente de queima que provoca uma onda de choque, supersônica. Se essa compressão é suficiente para iniciar a queima, a frente de combustão coincide com a frente de choque e chama-se frente de detonação (super-sônica).

Se a compressão pela onda de choque não for suficiente para iniciar a ignição, o transporte de energia por convecção, ou condução, aumentará a temperatura mais lentamente, gerando uma frente de queima subsônica e chama-se deflagração. Nesse caso, a densidade e pressão diminuem.

Uma onda de deflagração ocorre quando o combustível é aquecido pela queima violenta na frente de queima. Já uma onda de detonação ocorre quando a queima é tão violenta que o combustível queimado se expande tão rapidamente que impinge uma onda de choque no combustível não queimado, comprimindo-o e aquecendo-o até iniciar a combustão. Neste caso a energia térmica se transfere não por condução ou radiação difusiva, mas pelo movimento hidrodinâmico que causa o aquecimento por compressão.

A ignição do carbono em núcleo degenerado procede instantaneamente, com a queima do O, do Si, chegando a Fe.

Não existe, ainda, uma teoria completamente desenvolvida para esse evento, mas as soluções numéricas favorecem a deflagração (subsônica), pois a energia interna é de

$$\rho \rho \simeq$$

enquanto a queima de carbono e oxigênio libera 5×10¹⁷ ergs/g (27% de u_e) e, portanto, o excesso de pressão não é muito grande, resultando em um choque não muito forte. O ponto crítico no cálculo da frente de detonação é que uma teoria de convecção dependente do tempo é necessária. Embora a frente mova-se subsonicamente, o núcleo é normalmente destruído pela ignição do carbono em núcleo degenerado.

Jeremiah W. Murphy & Casey Meakin (2011, A Global Turbulence Model for Neutrino-Driven Convection in Core-Collapse Supernovae), propõe que a turbulência reduz a luminosidade de neutrinos, permitindo a explosão.

Uma estrela de M=15 M_⊙ foto-desintegra-se com ρ≃ 4×10⁹ g/cm³ e T_c≃8×10⁹ K. A existência de estrelas de nêutrons garante que houve colapso, pois não é possível chegar a esse estado em equilíbrio hidrostático. Em um colapso para estrela de nêutrons, podemos estimar a energia liberada como:

$$\simeq$$

já que o núcleo que colapsa tem uma massa próxima de 1,4 M_⊙ e o raio da ordem do da Terra. O envelope acima do núcleo tem uma energia gravitacional da ordem de

$$\approx$$

Como a energia de ligação de uma estrela de nêutrons de massa M é aproximadamente $0,1\,Mc^2 \simeq 10^{53}(M/M_\odot)$ ergs, esta quantidade de energia precisa escapar para que uma estrela de nêutrons se forme. A maior parte da energia escapa na forma de neutrinos.

Embora a matéria estelar normal seja transparente aos neutrinos, no núcleo de uma estrela em colapso a densidade chega a e a energia dos neutrinos é da ordem de $E_\nu \simeq 150$ MeV. Como o livre caminho médio é dado por

e

obtemos $\lambda\simeq 2,2$ cm. Como o raio R do núcleo é da ordem de 10 km, o tempo de difusão

enquanto o tempo hidrodinâmico

τ_{hidrodinâmico $\simeq 1/\sqrt{G\rho}$ ≃ 2×10^-5 s}

Quando o núcleo se aproxima de densidades nucleares e os nucleons se juntam em um enorme núcleo, a parte repulsiva da força forte resiste à compressão. Nos modelos, depois de um milisegundo do colapso, os efeitos da repulsão nuclear tornam-se evidentes e uma onda de choque começa a se propagar para fora. Após percorrer cerca de 1,1 M_⊙, este choque perdeu a maior parte de sua velocidade, pois os neutrinos produzidos nestas camadas escapam, retirando do choque sua energia. A onde de choque se transforma então em uma onda de acresção. Existem modelos com rebote desta onda de acresção. Embora na natureza ocorra tanto a formação de buracos negros por acresção ao núcleo quanto ejeção explosiva de matéria, uma compreensão completa dos dois casos ainda não foi obtida (Wolfgang Hillebrandt & Jens C. Niemeyer, 2000, Type IA Supernova Explosion Models, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38:, 191; Stan Woosley & Thomas Janka, 2006,The Physics of Core Collapse Supernova)

Os modelos precisam incluir a rotação, a não esfericidade do colapso, o aquecimento devido ao decaimento radiativo, principalmente do ⁵⁶Ni para o ⁵⁶Co, com vida média de 6,10 dias (E=2,136 MeV) e deste para o ⁵⁶Fe, com vida média de 77,12 dias (E=4,566 MeV). A energia só pode ser usada depois do decaimento, o que prolonga o brilho da supernova. Os modelos precisam também incluir a dinâmica, já que as camadas externas expandem com velocidades de cerca de 5000 km/s (SN tipo II) e 10 000 km/s (SN tipo I). A SN 1987A, a mais brilhante desde a invenção do telescópio, ejetou cerca de 15 M_⊙ e 1,7×10⁵¹ ergs. Cerca de 0,075 M_⊙ de ⁵⁶Ni decairam. Em comparação, outra SN tipo II, a SN 1980K, ejetou somente 2,2 M_⊙, energia de 1,0×10⁵¹ ergs e a mesma quantidade de ⁵⁶Ni. Para as SN I, que são majoritariamente explosões de anãs brancas por acréscimo, a massa ejetada é da ordem de 1,1 a 1,3 M_⊙ e as massas de ⁵⁶Ni variam de cerca de 0,075 a 0,692 M_⊙.

Uma supernova SN II normal libera cerca de 10⁵¹ ergs em energia cinética, a massa de Fe é de cerca de 0,1 M_⊙, independentemente da massa da progenitora, mas a massa transformada em elementos α: O, Ne, Mg. Si, S, Ar, Ca e Ti são maiores para as estrelas mais massivas, porque provêm de um manto maior.

GRBs e Hipernovas

GRBs (Gamma Ray Burts), explosões de raios gamas, são os fenômenos mais energéticos do Universo (0,1 a 10 MeV), correspondendo a 10⁴⁶ a 10⁵¹ ergs, assumindo um feixe colimado com abertura menor que 10°, e são classificados como Longos (~30 s) e Curtos (~0.3 s), acontecem em todas as direções mas a grandes distâncias, z~0,1 a 8,3, e ocorrem a uma taxa de cerca de 10^-5/ano/galáxia, ou cerca de 1/1000 da taxa de supernovas.

Imagens em 814 nm do Hubble Space Telescope do afterglow do GRB 050709, obtidas 5,6 - 9,8 - 18,6 e 34,7 dias após a detecção do GRB (Derek Fox et al. 2005, Nature, 437, 845). Pelas observações do brilho prolongado (afterglows), desde 1997, em raio-X, ótico e rádio com escalas de tempo de dias e anos, os Longos estão associados com supernovas de estrelas massivas e subsequente formação de buracos negros estelares e/ou estrelas de nêutrons. Alguns curtos são formados pelo colapso de uma estrela de nêutrons em buraco negro, por acresção de massa.

Imagem obtida com o VLT do ESO da SN 2003dh, associada ao GRB 030329, nos dias 3 de abril de 2003 (direita) e 1 de maio de 2003 (esquerda). (Jens Hjorth et al., 2003, A very energetic supernova associated with the big gamma-ray burst of 29 March 2003, Nature 423, 847). Explosões de Raios γ (GRB) são intensos pulsos de radiação eletromagnética, com duração de segundos e energias acima de 100 keV, descobertos por Ray W. Klebesadel, I. B. Strong & R. A. Olson, do Los Alamos National Laboratory, com os satélites militares Vela em 1967 e publicados em 1973 (Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin, Astrophysical Journal Letters, 182, L85).

As hipernovas, como SN 1998bw e SN 2003dh, associadas às explosões de raios-γ GRB 980425 e GRB 030329, liberam cerca de 10⁵² ergs, sendo tão luminosas no pico quanto as SN Ia, e vêm do limite superior em massa dos progenitores das SNs tipo II. Elas sintetizam entre 0,3 a 0,5 M_⊙ de ⁵⁶Ni. Note que durante o colapso do núcleo da supernova ou hipernova, o material estelar sofre aquecimento por choque e nucleosíntese explosiva. Ken'ichi Nomoto, Nozomu Tominaga, Hideyuki Umeda e Chiaki Kobayashi (2005, IAU Symposium 228, From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution", editores Vanessa Hill, Patrick François e Francesca Primas, p. 287), concluem que as abundâncias químicas obervadas nas duas estrelas com menor abundância de metais conhecidas, a gigante do halo HE 0107-5240, com [Fe/H]=-5,3±0,2 e massa 0,8 M_⊙ (Norbert Christlieb, Michael S. Bessell, Timothy C. Beers, Bengt Gustafsson, Andreas J. Korn, Paul S. Barklem, Torgny Karlsson, Michelle Mizuno-Wiedner & Silvia Rossi, 2002, Nature, 419, 904)

e da estrela de sequência principal HE 1327-2326 (Anna Frebel et al. 2005, Nucleosynthetic signatures of the first stars, Nature, 434, 871) com [Fe/H]=log(N_Fe/N_H)-log(N_Fe/N_H)_⊙=-5,4±0,2, são consistentes com modelos de supernovas oriundas de Pop. III de 20 a 130 M_⊙, mas não de modelos mais massivos, já que os modelos mais massivos (até cerca de 200 M_⊙) são completamente desmanchados (disrupção total), resultando em fração de C/Fe não consistentes com a alta fração observada nas estrelas de metalicidade extremamente baixa. Os modelos mais massivos, que explodem por instabilidade de pares ($\gamma \leftrightarrow e^+ + e^-$), produzem uma alta taxa de metais e, para os modelos mais massivos, a maior parte dos metais é na forma de ferro. Naoki Yoshida, Volker Bromm & Lars Hernquist (2004, Astrophysical Journal, 605, 579), propõe que se a reionização observada pelo Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) foi provocada pelas estrelas de População III, o meio interestelar do Universo foi enriquecido para metalicidades z > 10^-4z_⊙ já em redshift z > 15. A reionização pode ser detectada pela polarização causada pelo espalhamento dos fótons da radiação de fundo pelos elétrons livres ionizados pela formação estelar.

Takashi Hosokawa, Kazuyuki Omukai, Naoki Yoshida & Harold W. Yorke (2011 Science 334, 6060, 1250) com o resultado de suas simulações incluindo radiação e hidrodinâmica, propõe que o disco circumstelar é evaporado pela radiação ultravioleta quando a protoestrela atinge 43 M_⊙, o que explicaria a aparente ausência de supernova por instabilidade de pares de estrelas massivas de Pop. III.

Curvas de luz de supernovas tipo Ic. As associadas a GRBs são SN 1998bw (GRB 980425, z=0,0085), SN 2003dh (GRB 030329, z=0,168), SN 2003lw (GRB 031203, z=0,106) e SN 2006aj (GRB 060218, z=0,0334) (Elena Pian et al. 2006, Nature, 442, 1011).

Estrelas de Nêutrons e Buracos Negros

A primeira predição explícita de estrelas de nêutrons, e emprego do termo supernova, foi feita por Walter Baade e Fritz Zwicky em Caltech em dezembro de 1933, cerca de dois anos depois da descoberta dos nêutrons, para tentar explicar a enorme liberação de energia das explosões de supernovas, na reunião da American Physical Society em Stanford (1934, "with all reserve we advance the view that supernovae represent the transition from ordinary stars into neutron stars, which in their final stages consist of closely packed neutrons.", Physics Review, 45, 138).

Quando derivamos a Massa de Chandrasekhar, indicamos que as estrelas de nêutrons têm massa próxima de 1,4 M_⊙, mas raio da ordem de 11 km, pois seguem as mesmas regras de férmions ultrarelativísticos, isto é, com v≃c, mas com a massa do nêutron. Podemos usar a massa e o raio de Landau, que não dependem da massa da partícula

Devido à conservação do momentum angular e do fluxo magnético, as estrelas de nêutrons nascem como Pulsares.

Observações com o observatório Chandra da estrela de nêutrons mais brilhante conhecida, RX J1856.5-3754 (Jeremy Drake et al. 2002, The Astrophysical Journal, 572, 996), mostram T_ef= 700 000 K. A coluna de hidrogênio derivada favorece a medida de paralaxe de 140 pc derivada pelo Hubble Space Telescope e leva a um raio implicito de R=3.8-8.2 km, muito pequeno para ser consistente com modelos normais de estrelas de nêutrons, indicando que a estrela estaria na forma de matéria de quarks. A maior parte das equações de estado de estrelas de nêutrons produz um raio maior que 12 km, para qualquer massa (Pawel Haensel 2001, Astronomy & Astrophysics, 380, 186). A estrela foi originalmente descoberta em 1996 pelo satélite alemão Roetgen. Mas a análise de Frederick M. Walter e James Lattimer, da the State University of New York, Stony Brook (2002, Astrophysical Journal Letters, 576, L145), de uma imagem do HST com a WFPC2 resulta em d=(117±12) pc e R=15 km, consistente com matéria de nêutrons normal. A análise do espectro, sem linhas, por Frederick M. Walter et al. (2004, Advances in Space Research, 33, 4, 513) concorda que matéria estranha não é necessária. Wynn C. G. Ho (2007, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 380, 71) obtém um raio de 14 km, também consistente com uma estrela de nêutrons normal.

As observações da estrela de nêutrons 3C58, pulsar J0205+6449, com período de 65 ms, a 3,2 kpc de distância por Patrick Slane, Steven Murray, e David Helfand (2002, Astrophysical Journal, 571, L45), não detectaram raio-X térmico do corpo central, mostrando que ela está muito mais fria (T_ef < 1,13×10⁶ K) do que deveria, para esta estrela que é a mais jovem estrela de nêutrons conhecida. Ela é supostamente a remanescente da SN 1181. Os detalhes do interior das estrelas de nêutrons ainda não são bem conhecidos devido a nossa ignorância dos detalhes da força forte em altíssimas densidades. Como o esfriamento é dominado pela emissão de neutrinos e, dependendo do modelo, condensados de píons ou káons ou matéria de quark podem ser formados, aumentando drasticamente a emissão de neutrinos e esfriando a estrela mais rapidamente. Desta maneira a medida da temperatura pode diferenciar os modelos com ou sem formação de matéria exótica.

Paul B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels (2010, Nature, 467, 1081) estimam a massa de (1,97±0,04) M_⊙ para o pulsar binário PSR J1614-2230, com período de spin de 3,1508076534271(6)ms e dP/dt=9,6216(9)× 10^-21 s/s, período orbital de 8,6866194196(2) dias com uma anã branca de 0,500(6) M_⊙.

Josiah Schwab, Philipp Podsiadlowski & Saul Rappaport (2010, Further Evidence for the Bimodal Distribution of Neutron Star Masses, Astrophysical Journal, 719, 722), estudam as 14 estrelas de nêutrons conhecidas com massas bem determinadas. A correção por rotação assume que houve um pequeno acréscimo de massa necessário para explicar a rotação da estrela. A massa da progenitora foi calculada usando a equação de estado de matéria nuclear de H. Müther, M. Prakash & T.L. Ainsworh (1987, Physics Letter B, 199, 469) para calcular a massa bariônica correspondente à massa gravitacional, que são cerca de 0,13 M_⊙ maiores, mas que podem variar de 0,9 a 0,18 M_⊙ para equações de estado distintas.

Eles propõem que há dois tipos de estrelas de nêutrons:

• com massas próximas de 1,25 M_⊙, oriundas de captura de elétrons,
• com massa próxima de 1,35  M_⊙, oriundas de colapso de núcleo de Fe.

Philipp Podsiadlowski (2010, Massive binary evolution, New Astronomy Reviews, 54, 39) propõe que pelo menos 30% da supernovas são oriundas da evolução e coalescencia de estrelas duplas massivas, que modificam a estrutura das estrelas e das supernovas resultantes.

Buracos Negros

Um candidato a buraco negro estelar é a estrela Cygnus X1, descoberta pelo satélite de raios-X Uhuru (liberdade em Swahili, a língua do Quênia, onde o satélite foi lançado em 12.12.1970). Tom Bolton descobriu que o sistema consiste da

• estrela supergigante azul O9.7Iab HD226868, com 19±2 M_⊙,
• orbitando uma massa de cerca de 15±1 M_⊙ (Jerome A. Orosz et al., 2011, 2011arXiv1106.3689O), invisível no ótico,
• com período de 5,6 dias e a=0,128 UA: $P^2 = \frac{4\pi^2}{G(M_*+M_\mathrm{BN})}a^3$

Esta companheira compacta é muito mais massiva que o maior limite teórico, de 4,3 M_⊙ de uma estrela de nêutrons. Cygnus X-1 é a mais brilhante fonte de raios X duros (E>20 keV) persistente, e está a (1860±120) pc (6100 anos-luz) (Mark J. Reid et al. 2011).

Outros buracos negros também foram detectados em sistemas binários que emitem raio-X, do gás da estrela companheira acelerado pelo buraco negro.

Sistema	Porbital	f(M)	Doador	Classificação	Massa
	[dias]		Tipo Espectral		[M⊙]
GRS 1915+105	33.5	9.5±3.0	K/MIII	LMXB/Transiente	14±4
V404 Cyg	6.471	6.09±0.04	K0IV		12±2
Cyg X-1	5.600	0.244±0.005	09.7Iab	HMXB/Persistente	10±3
LMC X-1	4.229	0.14±0.05	07III		>4
XTE J1819-254	2.816	3.13±0.13	B9III	IMXB/Transiente	7.1±0.3
GRO J1655-40	2.620	2.73±0.09	F3/5IV		6.3±0.3
BW Cir	2.545	5.74±0.29	G5IV	LMXB/Transiente	>7.8
GX 339-4	1.754	5.8±0.5
LMCX-3	1.704	2.3±0.3	B3V	HMXB/Persistente	7.6±1.3
XTE J1550-564	1.542	6.86±0.71	G8/K8IV	LMXB/Transiente	9.6±1.2
4U 1543-475	1.125	0.25±0.01	A2V	IMXB/Transiente	9.4±1.0
H 1705-250	0.520	4.86±0.13	K3/7V	LMXB/Transiente	6±2
GS 1124-684	0.433	3.01±0.15	K3/5V		7.0±0.6
XTE J1859+226	0.382	7.4±1.1
GS 2000+250	0.345	5.01±0.12	K3/7V		7.5±0.3
A 0620-003	0.325	2.72±0.06	K4V		11±2
XTE J1650-500	0.321	2.73±0.56	K4V
GRS 1009-45	0.283	3.17±0.12	K7/M0V		5.2±0.6
GRO J0422+32	0.212	1.19±0.02	M2V		4±1
XTE J1118+480	0.171	6.3±0.2	K5/M0V		6.8±0.4

Buracos Negros Estelares de acôrdo com Jorge Casares, 2007, Proceedings IAU Symposium No 238, p.3

A colaboração LIGO-Virgo-Kagra de detecções diretas de ondas gravitacionais já detectou 220 eventos de coalecência de buracos negros e estrelas de nêutrons nos últimos 10 anos, com massas totais de 3,4 a 238 M_⊙, incluindo GR 20250114, a coalescência de buracos negros de 34 e 32 M_⊙. O prêmio Nobel de 2017 foi pelas descobertas, foi atribuído a Barry C. Barish (1936-), Kip S. Thorne (1940-) e Rainer Weiss (1932-2025).

Já há evidência de que alguns GRBs curtos são formados pelo colapso de uma estrela de nêutrons em buraco negro, por acresção de massa.

Stan E. Woosley & Joshua S. Bloom, (2006, The Supernova Gamma-Ray Burst Connection, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 44, 507), mostram que a maioria das Explosões de Raio γ (GRB) de longa duração estão associados a supernovas por colapso de núcleo. Os de curta duração parecem estar relacionados ao colapso de sistemas binários de estrelas de nêutrons e buracos negros. Nos dois casos, GRBs longos e curtos, acontecem em feixes de no máximo 5°, provavelmente associados a jatos devido ao campo magnético e/ou momentum angular.

O artigo de Volker Brown (2014, Science, 345, 6199, 868), sobre o artigo de Wako Aoki, N. Tominaga, T. C. Beers, S. Honda, Y. S. Lee (A chemical signature of first-generation very massive stars) explica como a produção de pares por fótons energéticos no núcleo de estrelas supermassivas leva à supernova por produção de pares, muito mais energética do que SN I ou SN II, pois os pares contribuem pouco para a pressão, totalmente dominada pelos fótons. Quando os pares são formados, a pressão cai e a estrela colapsa (Pair Instability Supernova).

Como na explosão de uma supernova mais de 0,5 M_⊙ colapsa a velocidades próximas da luz, precisamos utilizar a relatividade geral. Do mesmo modo, a estrutura das estrelas de nêutrons e buracos negros não pode ser tratada com a mecânica Newtoniana utilizada até aqui. Ela necessita da Relatividade Geral.

Se uma explosão de supernova ocorrer dentro de uma distância de cerca de um kiloparsec e seu feixe colimado de raios-γ vier na direção da Terra, a radiação destroi a camada de ozônio, formando nitratos, e a radiação ultravioleta do Sol atingiria a Terra (Yuko Motizuki et al., An Antarctic ice core recording both supernovae and solar cycles, arXiv:0902.3446v1) .

Rachid Ouyed, Denis Leahy, Nico Koning, & Jan E. Staff (2014, arXiv:1410.4264) propõe que as observações da SN 2014J indicam a explosão de um núcleo de quarks.

Carolyn L. Doherty, Pilar Gil-Pons, Lionel Siess, John C. Lattanzio & Herbert H.B Lau (2014, Super and massive AGB stars - IV. Final fates - Initial to final mass relation, arXiv1410.5431v1), calculam a massa limite de queima de carbono para diferentes metalicidades. Os modelos foram calculados sem dependência da metalicidade na perda de massa, e eles obtém 1,06 M_⊙ como limite para a mudança de composição do núcleo de C/O para O/Ne.

Catálogo de Variaveis Cataclismicas
Catálogo de Supernovas
S. Banerjee, K. Belczynski, C. L. Fryer, P. Berczik, J. R. Hurley, R. Spurzem & L. Wang (2020, Astronomy & Astrophysics, 639, A41) calculam os efeitos de coalencência de buracos negros e estrelas de nêutrons e o crescimento de buracos negros por acresção de massa.
A colaboração LIGO-VIRGO-KAGRA de detecção de ondas gravitacinais (2025, Black Hole Spectroscopy and Tests of General Relativity with GW250114, arXiv 2509.08099) confirma observacionalmente o Teorema da Área de Stephen Hawking (1942-2018) de 1971, e demonstra que os buracos negros são do tipo Kerr [Roy Kerr (1934-), com rotação.

Edo Berger Short-Duration Gamma-Ray Bursts, 2014, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 43
Dan Maoz, Filippo Mannucci, & Gijs Nelemans, 2014, Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 107

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