Geralmente definida como a maior explosão que um ser humano pode testemunhar, a supernova corresponde à morte apoteótica de uma estrela com massa equivalente a pelo menos cinco vezes a do nosso Sol. Esse evento é tão brilhante que é capaz de ofuscar sua galáxia por dias ou até meses, e pode ser visto no Universo inteiro.
Antes de compreendermos por que uma supernova acontece, é fundamental entender um pouco sobre a dinâmica das estrelas. Assim como um balão de ar quente, elas são gigantescas esferas de gás, principalmente hidrogênio e hélio, que mantêm as suas formas devido ao equilíbrio entre as forças internas e externas.
No ciclo vital das estrelas, esse equilíbrio se dá entre a força da gravidade, que a puxa em direção ao seu núcleo, comprimindo-a; e a pressão gerada pela fusão nuclear que empurra o seu conteúdo de gás e plasma para fora, mantendo-a expandida dentro de sua fina fotosfera, que é opaca e extremamente brilhante.
Todas as estrelas criam luz executando continuamente a conversão do hidrogênio em hélio, que é o que chamamos de fusão nuclear. Esse processo, que forma elementos mais pesados, produz também a energia necessária para a manutenção do equilíbrio hidrostático que mantém a estrela coesa entre as forças compressivas e expulsivas.
Só que esse “combustível” nuclear um dia acaba. Dizemos que as estrelas mais massivas vivem intensamente e morrem jovens. Isso porque esgotam seus estoques de gás hidrogênio em alguns poucos milhões de anos, o que é muito rápido, se compararmos com o nosso Sol, por exemplo, cuja vida útil é estimada em 10 bilhões de anos.
Supernova: a anatomia da explosão
Quando o hidrogênio do núcleo de uma estrela acaba, ela começa a queimar o hélio, convertendo-o em elementos mais pesados, a princípio lítio e oxigênio, e avançando pela tabela periódica, até chegar no grupo do ferro. Fundir elementos mais pesados que o ferro, o elemento mais estável em termos de energia nuclear, demandaria mais energia ao invés de liberá-la.
Além disso, a produção de elementos mais pesados torna o núcleo estelar mais denso, aumentando sua atração gravitacional. E, como as reações de fusão também estão liberando menos energia, tudo que a estrela agora tem para “segurar” a pressão da gravidade é a chamada pressão de degeneração eletrônica, uma força quântica que surge quando os elétrons são comprimidos muito próximos uns dos outros.
Mas, quando o núcleo chega a uma densidade crítica de 1,4 massas solares, proporção conhecida em astrofísica como limite de Chandrasekhar, nem mesmo a pressão degenerativa dos elétrons dá conta de suportar a gravidade. Ela prevalece: a estrela entra em colapso, e, de repente, um objeto com um milhão de vezes a massa da Terra desmorona em apenas 15 segundos.
O colapso é tão rápido que forma gigantescas ondas de choque que provocam uma violenta explosão da parte externa da estrela, que literalmente voa pelo cosmos a até 25% da velocidade da luz. O núcleo, por sua vez, continua implodindo e, dependendo de sua massa remanescente após a explosão da supernova, terá dois destinos.
Depois da explosão da supernova: o que acontece com o núcleo?
Se a massa do núcleo for abaixo do chamado limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, que é cerca de duas a três vezes a massa do Sol, a própria pressão degenerativa dos nêutrons será suficiente para estabilizá-lo. Nesse caso, ele se transformará em uma estrela de nêutrons, um objeto estável, porém extremamente denso.
Isso significa que a matéria foi comprimida a tal ponto que os átomos estão basicamente desfeitos. Com isso, os nêutrons muito próximos uns dos outros podem se aglomerar em uma densidade parecida a de um núcleo atômico único, porém em uma esfera de apenas 10 a 15 quilômetros de diâmetro. Para se ter uma ideia do que isso representa, dizem os cientistas, uma colherinha de chá da matéria de uma estrela de nêutrons pesaria 10 bilhões de toneladas aqui na Terra.
Finalmente, se o núcleo exceder o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, a pressão da gravidade será tão intensa que sua matéria não conseguirá mais se suportar, e a massa colapsada se tornará um buraco negro. Ali, a densidade será infinitamente alta em um ponto chamado singularidade.
Em volta dessa singularidade, será formada uma região conhecida como horizonte de eventos, que é chamado na física teórica de “ponto sem retorno” onde a atração gravitacional é tão alta que impede que qualquer objeto ou radiação escape, aí incluída a luz.
Tipos de supernova
As supernovas são diferentes, e o que determina a sua classificação é o estado da sua estrela antes de entrar em colapso. Ou seja, dependendo da quantidade de hidrogênio vista no brilho residual, existem duas principais categorias de supernovas: as do tipo I, que contêm uma pequena quantidade de hidrogênio; e as do tipo II, que contêm mais gás.
As supernovas do tipo II se originam de estrelas massivas, de vida útil muito curta, o que geralmente implica que suas camadas externas de gás hidrogênio estão intactas quando explodem. Quando a estrela massiva perdeu sua camada externa de hidrogênio antes da explosão, a supernova é caracterizada como do tipo Ib; e quando essa estrela progenitora perdeu também a camada de hélio, a supernova é do tipo Ic.
Já as supernovas do tipo Ia, envolvem sempre uma anã branca, isto é, aquela estrela que atingiu o fim de sua vida após esgotar o combustível nuclear, colapsou em um estado de extrema densidade, mas não explodiu, graças à pressão de degenerescência dos elétrons.
Mas essa estrela, cujo destino seria vagar pelo cosmos, esfriando lentamente como uma brasa ao longo de bilhões de anos, pode estar em um sistema binário, na maioria das vezes porque já havia se formado junto com outra estrela. Aí, ela se torna uma anã branca enquanto a outra continua evoluindo, ou ambas se tornam anãs brancas.
Quando esse encontro acontece, a anã branca rouba material de sua companheira, que pode ser uma gigante vermelha, uma subgigante, ou mesmo uma anã vermelha em estágios mais avançados. Quando a anã branca acumula matéria suficiente da colega para ultrapassar o limite de Chandrasekhar, ela entra em colapso e, dessa vez, explode em uma supernova.