Novas e Supernovas
 
 

Algumas estrelas aumentam sua luminosidade rapidamente devido ao início de reações termonucleares descontroladas: as novas e as supernovas. Existem registros históricos de supernovas desde 1300 a.C., mas as mais bem conhecidas são a da Nebulosa do Caranguejo (SN1054, Messier-1), a SN1572, a SN1604 e a SN1987A. Nesta nomenclatura, as iniciais SN indicam supernova e o número é o ano da descoberta. A SN1054 foi observada pelos chineses e nativos da América do Norte; a SN1572, observada por Tycho Brahe, na constelação da Cassiopéia, foi mais brilhante que Vênus, atingindo magnitude aparente -4; a SN1604, observada por Johannes Kepler, na constelação da Serpente, atingiu magnitude aparente -3; e a SN1987A, descoberta por Ian Shelton na Grande Nuvem de Magalhães (GNM), a primeira visível a olho nu desde 1604, foi observada por um grande número de astrônomos profissionais e amadores. A SN1987A foi também a primeira para a qual os neutrinos emitidos na explosão, cuja formação intensa era teoricamente esperada, foram detectados na Terra.

As novas ocorrem em anãs brancas que fazem parte de sistemas binários, onde há transferência de massa entre as estrelas. Nestes sistemas, ocorre esta transferência dada a proximidade (curtos períodos orbitais) e a diferença de massas entre as estrelas. Como a matéria retirada da estrela companheira possui uma rotação inicial, associada a rotação da própria estrela, ela forma um disco denominado de acresção em torno da anã branca (conservação do momento angular; L_i = L_f). A acresção se dá devido ao atrito matéria-matéria (viscosidade) no disco, que faz com que parte da matéria perca energia e caia até a atmosfera da anã branca.

A explosão se dá porque a anã branca (composta basicamente de C, O e He), que normalmente não possui temperatura suficiente para que a fusão nuclear seja a sua fonte principal de energia, ao acumular matéria da companheira atinge densidades e temperaturas suficientes para queimar o hidrogênio acretado. A queima se dá em uma camada (não no núcleo/centro da estrela) em um reação que envolve o carbono, nitrogênio e oxigênio para geração do hélio. Este ciclo, denominado de CNO, tem uma taxa de liberação de energia com dependência de T²⁰ (T=temperatura em Kelvins), muito mais energético que o PP (próton-próton, que ocorre com maior probabilidade no Sol) que é proporcional a T⁴, fazendo que a força resultante do fluxo de radiação produzido vença a gravidade da própria estrela. Como resultado, temos a expulsão violenta do material que a compunha.

As supernovas, muito mais raras, tem luminosidades (taxa de emissão de energia por segundo) da ordem de 10⁵¹ erg/s ( = 1 foe, unidade utilizada para medir a luminosidade de supernovas). O Sol emite 10³³ erg/s e a SN1987A, em seu pico, emitiu 10⁴² erg/s. As supernovas são classificadas em dois tipos principais de acordo com o proposto, em 1941, por Rudolph Leo Bernhard Minkowski (1895-1976): as supernovas Tipo I, que não apresentam hidrogênio no espectro, e as Tipo II, que apresentam linhas de emissão ou absorção de hidrogênio no espectro, alargadas pela alta velocidade de ejeção do gás. O material ejetado das supernovas atinge velocidades de 5.000 a 10.000 km/s, e suas massas são tipicamente de 1 a 10  massas solares. Em galáxias espirais massudas, ocorrem 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 massudas e são observadas somente nos braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares. Estas são um pouco menos luminosas do que as Tipo I. As supernovas Tipo I ocorrem tanto em galáxias espirais quanto em elípticas. Recentemente, algumas SN Tipo I foram descobertas nas vizinhanças de regiões HII e em braços espirais recebendo a denominação de Tipo Ib, enquanto as tipo I clássicas são chamadas de Tipo Ia. As supernovas de Tipo Ia ocorrem em sistemas binários, quando uma estrela anã branca com massa próxima à massa de Chandrasekhar (~1,4 massas solares) recebe massa da companheira em taxas tão altas que uma explosão de nova não ocorre. A origem da explosão, deste tipo de supernova, reside na extrema sensibilidade a temperatura que a queima do carbono possui (energia emitida ~T¹²⁰), que resulta em uma explosão descontrolada que destroi completamente a anã branca.

Sua curva de luz (gráfico de magnitude contra o tempo) é tão similar de supernova para supernova, que as SN Tipo Ia são utilizadas como indicadores de distâncias das galáxias.

As supernovas Tipo Ib são oriundas da queima explosiva de carbono (em estrelas intrinsecamente massudas) ou colapso do núcleo em estrelas pobres em hidrogênio, como as Wolf-Rayet.  As Wolf-Rayet são o resultado da evolução de estrelas de alta massa; são variáveis e têm um envoltório de poeira e gás ejetado da estrela pela força resultante de seu fluxo de radiação.
 

Glossário
 
 

Espectro: Gráfico de fluxo energético (energia por unidade de tempo por unidade de área) contra comprimento de onda ou freqüência de radiação ou número de onda (k= 1/l ). Em um espectro podem aparecer linhas de emissão ou absorção. As linhas de emissão são originárias, por exemplo, do decaimento de um elétron  de um nível n+1 para outro mais baixo n, com a emissão de um fóton, com energia correspondente a diferença das energias dos dois níveis. As linhas de absorção podem ser geradas pela absorção de um certo comprimento de onda que ioniza uma espécie atômica ou seja, retira da eletrosfera de um átomo, um elétron. Esta é a origem das regiões HII, onde um comprimento de onda específico, oriundo de uma estrela nas vizinhanças da nuvem, ioniza o átomo de hidrogênio.

Magnitude Aparente: Magnitude que um objeto astronômico tem se medido da superfície terrestre. Sírius (alpha do Cão Maior) tem uma magnitude aparente de –1,57, o Sol tem -26 e a Lua -13.

Magnitude Absoluta (Abs. Magnitude, gráfico acima): Magnitude que um astro teria se estivesse a 10 parsecs (~32 anos-luz) da Terra

L_i & L_f : Momento angular inicial e final, ambos são o produto vetorial da velocidade, distância ao centro de onde o corpo executa o movimento de rotação e a massa.

O princípio da conservação do momento angular diz que o momento angular inicial é igual ao momento angular final. Alterando-se por exemplo a velocidade, para que este princípio não seja violado, a distância ao centro ou a massa terão que ser modificados.

T_sup: Temperatura superficial da estrela. Devido ao grande tempo que os fótons gerados no núcleo de uma estrela demoram para chegar a superfície (10⁶ anos no caso do Sol) e redistribuição de energia que ocorre neste intervalo (sucessivos Breenstralung inversos), podemos considerar que um estrela se comporta como um corpo negro (irradiador de cavidade), cuja radiância depende da temperatura. A radiação proveniente das paredes deste corpo negro (fotosfera) proporcionam a medida da temperatura da estrela. Esta temperatura é obtida, observacionalmente, à partir da diferença entre as magnitudes obtidas nos filtros B(lue) = azul (ou fotográfico) e Visual (amarelo) de uma estrela. O filtro B está centrado na região de l ~ 4300å e o filtro V está em torno de 5500å. Este índice ou diferença B-V mede essencialmente a temperatura, sendo unívoca a relação entre elas. Evidentemente, as magnitudes B e V tem que ser corrigidas de efeitos observacionais, como a absorção causada pela atmosfera terrestre.

Foe: fifth one, abreviatura em inglês do numeral cinqüenta e um.

Erg: Unidade de energia no sistema de unidades CGS (Centímetro-Grama-Segundo). 1 erg = 10^-7 joules (unidade de energia do MKS, Metro-Kg-Segundo)
 
 

Referências
 

Johnson, W. P.: ????, in Introduction to Supernovae, (http://www.chapman.edu/oca/benet/intro_sn.htm)

Kepler, S.O.: 1999, in Hipertexto de Astronomia e Astrofísica, (http://www.astro.if.ufrgs.br/evol/node51.htm) - A fonte principal para este hipertexto. O nível desta referência é muito superior ao apresentado aqui.

Kodama, T.: 1998, in Introdução a Astrofísica Nuclear, UFRJ/ Instituto de Física, Rio de Janeiro, p. 97.