Estrela maciça deve explodir em supernova. Evento deve acontecer em futuro (astronômico) breve.

Olá, pessoal! Faz tempo que não publico uma “Palavra”, é verdade. Foram poucas este ano – o ano foi muito corrido. Hoje, publico uma que já está com o rascunho salvo e pronto há meses e só agora tenho tempo de finalizar e publicar. Nas últimas horas antes da publicação, lutei contra o Windows Live Writer, que não queria publicar. Por fim, copiei para o editor do WordPress…

“A morte de uma gigante” trata de um evento futuro de proporções ímpares: a explosão de Eta Carinae. Alguns parágrafos podem ser complicados, mas continue lendo. Os parágrafos seguintes são de compreensão mais fácil (ou não). Prontos? Vamos lá!

 

Designa-se as principais estrelas de uma constelação utilizando-se as letras do alfabeto grego. A designação é feita por ordem de brilho aparente: a primeira é Alfa (α), a segunda é Beta (β), a terceira é Gama (γ), e assim por diante.

Por muito tempo, foi difícil aplicar essa designação às estrelas de Argo por ser a constelação mais extensa do céu. Portanto, ela foi dividida em três constelações: Carina ou Quilha (Carina), Popa (Puppis) e Vela (Vella).

Na mitologia, Argo era a nau dos argonautas, construída por Argos na Tessália com a ajuda da deusa Palas-Atena para que Jasão e  seus companheiros fossem em busca do Tosão de Ouro (ou Velo de Ouro) – uma pele de carneiro feita do metal. O perverso rei Pélias, tio de Jasão, foi quem os havia enviado na busca do Tosão, que era guardado por um dragão nos bosques da Colóquia.

Na Popa, está uma das estrelas mais quentes conhecidas: Naos. A temperatura de sua superfície é próxima dos 35 mil graus Celsius. (Para comparação, a temperatura da superfície solar é de uns 5,5 mil graus Celsius.) Naos é muito luminosa, mas também é distante: cerca de 2.400 anos-luz (AL). Se ela estivesse a 50 AL da Terra, poderíamos vê-la durante o dia.

Na Vela, encontramos a falsa cruz – um grupo de quatro estrelas bem parecido com o Cruzeiro do Sul (Crux). A estrela mais brilhante do quarteto é Gama da Vela, ou Suhail al Muilf, uma estrela branca e rara. Ela parece estar sempre lançando algum material gasoso. Ela é uma candidata a supernova – fenômeno que já ocorreu na Vela. Foi há cerca de dez mil anos e calcula-se que o brilho aparente tenha sido o mesmo da Lua cheia. A explosão foi a 1.600 AL da Terra. Hoje, ao olharmos para a região, vemos apenas uma nebulosa tênue.

Carina era a quilha do navio. A constelação, que se espalha por um trecho da via Láctea também foi nomeada assim como homenagem à antiga cidade homônima na Frígia. Sua principal componente é Canopus, a segunda estrela mais brilhante do céu (magnitude aparente de -0,16), uma supergigante branco-amarelada a cerca de 1.200 AL. Seriam necessárias mais de 200 mil estrelas iguais ao Sol para que se obtivesse o mesmo brilho de Canopus. Atualmente, a estrela serve para a orientação de astronautas em missões espaciais.

Eta Carinae (η Carinae, η Car, HD 93308, HR 4210, CD-59 3306 ou SAO 238429) é um sistema estelar a cerca de 7.500 AL do Sol envolto numa nuvem de gás com 400 AL. O sistema possui, no mínimo, duas estrelas, sendo que uma é uma brilhante estrela azul variável. A luminosidade combinada das estrelas chega a quatro milhões de vezes a do Sol e a massa do sistema a 100 massas solares. Eta Carinae não é visível ao norte da latitude 30°N e é circumpolar (visível durante todo o ano) ao sul de 30°S.

Este sistema estelar é um dos mais maciços que podem ser estudados em grande detalhe. Acreditava-se que Eta Carinae era a estrela de maior massa que se conhecia até a descoberta de tratar-se de um sistema binário. A estrela mais maciça do sistema tem menos de 100 massas solares. As duas estão muito próximas uma da outra. A menor é a mais quente (30.000°C), mas a maior (15.000°C) é duas vezes mais brilhante. O sistema estelar está envolto numa densa nuvem de gás e poeira 400 vezes maior que o Sistema Solar chamada Nebulosa de Eta Carinae (NGC3372).

Estrelas com a massa de Eta Carinae produzem mais de um milhão de vezes mais luz do que o Sol e são raras, havendo apenas algumas dezenas numa galáxia do tamanho da Via Láctea. Supõe-se que se aproximam (ou até excedem) o limite de Eddington – a pressão da radiação se iguala à gravidade, fazendo a estrela atingir equilíbrio hidrostático. Estrelas com mais de 120 massas solares ultrapassam o limite de Eddington e sua gravidade quase não é suficiente para contê-las.

Passado A maior importância astrofísica de Eta Carinae se baseia em sua gigantesca erupção, uma “supernova falsa” observada em 1843, na qual a estrela ejetou uma nuvem de poeira 500 vezes maior que o Sistema Solar. Em poucos anos, Eta Carinae emitiu tanta luz visível quanto uma supernova, mas sobreviveu, ao contrário das supernovas verdadeiras. O fenômeno da falsa supernova pode significar uma instabilidade na superfície ou uma supernova falha. O que houve com Eta Carinae é um exemplo claro. 167 anos depois, a estrutura interna ainda não se recuperou totalmente.

Outras supernovas falsas foram vistas em outras galáxias, como a SN 1961v, na galáxia NGC 1058 (espiral a 27,4 milhões de AL na constelação de Perseu descoberta por William Herschel em 17 de janeiro de 1787), e a SN 2006jc, na galáxia NGC 4904 (espiral-barra a 77 milhões de AL em Virgem descoberta em 1 de janeiro de 1786 por Herschel), percebida em outubro de 2004. SN 2006jc foi destruída numa supernova (verdadeira) dois anos depois, observada em 9 de outubro de 2006. Já já conversamos mais sobre ela.

Um aspecto marcante de Eta Carinae, classificada como estrela dupla LBV (luminous blue variable, variável azul luminosa), são suas mudanças de brilho. Quando foi catalogada pela primeira vez, em 1977 por Edmond Halley, era de quarta magnitude. Em 1730, notou-se que seu brilho havia aumentado a ponto de torná-la uma das estrelas mais brilhantes da Quilha. Em seguida, escureceu e, por volta de 1782, parecia estar com seu brilho antigo. Em 1820, notou-se que seu brilho aumentava novamente. Sete anos depois, brilhava mais do que o décuplo.

A estrela atingiu seu ápice em brilho aparente em abril de 1843 com a magnitude –0,8. Era a segunda estrela mais brilhante do céu noturno – a primeira era Sirius, a 8,6 AL. Seria como ter uma vela a 14,5 metros (representando Sirius) e outra fonte luminosa a 10 quilômetros (Eta Carinae) que parecesse quase tão brilhante quanto a vela.

Às vezes, perto de seu brilho máximo, Eta Carinae tem grandes explosões, sendo a última em 1841. Ainda não se sabe o motivo, mas o principal suspeito é o acumulo de pressão da radiação da enorme luminosidade da estrela. Após 1843, ela esmaeceu e entre cerca de 1900 e 1940 era da oitava magnitude – invisível a olho nu. Inesperada e repentinamente, o brilho do astro dobrou em 1998 e 1999 e, desde 2007, pode ser visto facilmente a olho nu, sendo mais brilhante que a quinta magnitude – atingida em 2002.

Em 2008, o ciclo de escurecimento, até então regular, foi atrapalhado. Seguindo o ciclo de 5,52 anos, a estrela deveria ter começado a escurecer em janeiro de 2009 – o que foi observado em julho de 2008 pelo Gemini Observatory, em La Serena, Chile. Análises espectrográficas mostraram um aumento na luz azul do hélio superaquecido, que antes achava-se ocorrer com o choque do vento. Porém, se a causa é uma estrela binária, estaria muito distante a este ponto para o vento interagir de forma tão significativa. A causa do fenômeno ainda é motivo de debates.

Raio-X 4U 1037-60 (A 1044-59) é Eta Carinae. Acredita-se que três estruturas ao seu redor representem ondas de choque produzidas por matéria lançadas da estrela a velocidades supersônicas. A temperatura do gás aquecido pelo choque varia de 60 MK (60 × 106 K = 60.000.000 K) nas regiões centrais a 3 MK na estrutura externa com forma de ferradura. “A imagem do Chandra contem alguns quebra-cabeças para as idéias de como uma estrela pode produzir raios-X tão quentes e intensos” diz o professor Kris Davidson da University of Minnesota.

Um “mínimo espectroscópico”, ou “eclipse de raios-X “, apareceu em 2003. Astrônomos organizaram uma grande campanha de observação que incluía todos os observatórios terrestres e espaciais disponíveis. A lista mencionava o Hubble Space Telescope, Chandra X-ray Observatory, o observatório espacial de raios gama INTEGRAL, e o Very Large Telescope. Os objetivos primários eram determinar se Eta Carinae é, de fato, uma estrela binária e, se sim, identificar sua companheira; determinar o mecanismo físico por trás do “mínimo espectroscópico” e entender sua relação (se houver) com as grandes erupções no Século XIX.

Há uma combinação entre a curva da luz de raios-x e a evolução de uma zona de colisão vento/vento de um sistema binário. Os resultados foram complementados por novos testes em comprimentos de onda de rádio.

Um monitoramento espectrográfico de Eta Carinae mostrou que algumas linhas de emissão esmaeciam a cada 5,52 anos e que este período foi estável por décadas. A emissão de rádio da estrela, junto com seu brilho em raios-x, também caiu precipitadamente durante estes fenômenos. Estas variações, junto com variações de ultra-violeta sugerem uma grande chance de que Eta Carinae é uma estrela binária e uma estrela quente de menor massa gira em torno dela uma vez a cada 5,52 anos numa órbita elíptica altamente excêntrica.

A radiação ionizante emitida pela segunda estrela de Eta Carinae é a maior fonte de radiação do sistema. Boa parte dessa radiação é absorvida pelo vento estelar primário, principalmente depois que encontra o vento secundário e passa pela onda de choque. A absorção depende da compressão do vento primário na onda de choque. A compressão é limitada pela pressão magnética do vento primário. A variação de absorção pelo vento primário pós-choque com fase orbital muda a estrutura de ionização do gás circumbinário e pode influenciar na curva de luz de rádio de Eta Carinae. Variações rápidas no periastro (aproximação das duas estrelas) são atribuídas ao começo da fase de acreção.

Nuvens Ao redor de Eta Carinae, encontra-se a Nebulosa Homunculus (do latim, homenzinho), de emissão. Homunculus está dentro de uma região de hidrogênio ionizado muito maior, a Nebulosa Carina.

Acredita-se que Homunculus tenha sido ejetada na explosão que Eta Carinae sofreu em 1841, que foi visível da Terra. Desde a ocasião, a massa de gás tem obscurecido parte do brilho da estrela. A explosão produziu dois lobos polares e um disco equatorial grande e fino que se expandem a 670 km/s.

A luminosidade da estrela é tão grande que estruturas de “apenas” 16 bilhões de quilômetros (aproximadamente o diâmetro do Sistema Solar) podem ser distinguidas. Faixas de poeira, pequenas condensações e estranhas listras equatoriais são percebidos com clareza se precedentes. As bolhas ejetadas mais exteriores são cerca de 100 mil vezes mais fracas do que a estrela central. Luz violeta em excesso escapa ao longo do plano equatorial entre os lobos. Aparentemente, há relativamente pouca poeira entre os lobos mais próximos da estrela, por a maior parte do azul conseguir escapar. Por outro lado, os lobos contém grandes quantidades de poeira que preferencialmente absorvem a luz azul, fazendo com que eles se pareçam avermelhados.

Alguns astrofísicos teorizam que a forma incomum da Nebulosa Homunculus é atribuída à forma de amendoim da estrela ou sistema binário. Acredita-se que ondas de choque do evento de 1841 tenham interagido e criado uma onda na intersecção dos dois lados da onda, agrupando gravitacionalmente as ejeções em um plano. É possível que, devido aos nodos, do tamanho do Sistema Solar, das nuvens, outro mecanismo esteja sendo presenciado. Uma teoria argumenta que dois buracos negros pequenos possam estar no centro de cada lobo – um dos quais está consumindo Eta Carinae. A “saia” de ejeções, neste caso, se deve à soltura tangencial de campos gravitacionais restringentes no ponto de colisão.

A Nebulosa Carina, também conhecida como Nebulosa Eta Carina ou NGC 3372 é uma nebulosa gigantesca que rodeia vários aglomerados estelares abertos. A nebulosa está de 6.500 a 10.000 AL da Terra e contém múltiplas estrelas do tipo O.

Trata-se de uma da maiores nebulosas do céu. Embora seja mais brilhante e umas quatro vezes maior do que a Nebulosa de Órion (M42), a Nebulosa Carina é menos famosa. Foi descoberta pelo astrônomo francês Nicolas Lois de Lacaille (1713-1762) em 1751-52 a partir do Cabo da Boa Esperança.

Os efeitos da estrela na nebulosa podem ser vistos diretamente. Os glóbulos escuros na imagem ao lado e outros objetos menos visíveis possuem caudas apontando diretamente para fora da estrela. A nebulosa toda teria parecido muito diferente antes da erupção da década de 1840 rodear a estrela com poeira, reduzindo drasticamente a luz ultravioleta lançada sobre a nebulosa.

Uma parte da Nebulosa Carina é conhecida como Buraco da Fechadura, nome dado pelo inglês John Herschel (1792-1871) no Século XIX. Trata-se de uma nuvem muito menor e mais escura de moléculas e poeira frias com filamentos brilhantes de gás quente fluorescente, em silhueta contra o fundo muito mais brilhante da nebulosa. O diâmetro aproximado do Buraco da Fechadura é de 7 AL.

Vai explodir! Por sua enorme luminosidade desproporcional, estrelas do tamanho de Eta Carinae consomem seu combustível muito rápido. Espera-se que Eta Carinae exploda como uma supernova ou hipernova (fenômeno ainda mais violento) em algum momento nos próximos milhões de anos. Porém, uma vez que sua idade e estágio evolucionário são incertos, a explosão poderia ocorrer daqui a milênios ou poucos anos. LBVs como Eta Carinae podem ser um estágio da evolução das estrelas de maior massa. A teoria mais aceita diz que elas irão ter uma extrema perda de massa e se tornar Estrelas Wolf-Rayet (WR) antes de explodirem como supernovas, caso não consigam reter sua massa para explodir como hipernovas.

Há alguns anos, uma possível análoga de Eta Carinae foi observada – SN 2006jc, a 77 milhões de AL na NGC 4904, na constelação de Lince. Sua aparição brilhante foi notada em 20 de outubro de 2004 e relatada pelo astrônomo amador Koichi Itagaki como supernova. Embora tenha explodido jogando um centésimo de massa solar (~20 Júpiteres) no espaço, a estrela sobreviveu e explodiu quase dois anos depois como uma supernova tipo Ib de magnitude 13,8, vista em 9 de outubro de 2006. A explosão anterior era uma “falsa” supernova.

Pela semelhança de Eta Carinae com SN 2006jc, Stefan Immler, do Goddard Space Flight Center, da NASA, sugere que Eta Carinae poderia explodir ainda em nossa geração – até mesmo em poucos anos. Porém, Stanford Woosley, da University of California, em Santa Cruz, discorda e argumenta que é mais possível que Eta Carinae esteja em um estágio de evolução mais jovem e ainda tem vários tipos de materiais para sua fusão nuclear.

Na NGC 1260, uma galáxia espiral a 238 milhões de AL na constelação de Perseu, outra análoga: SN 2006gy, observada em 18 de setembro de 2006. Astrônomos esboçando supernovas sugeriram que o mecanismo de explosão pode ser muito similar ao destino que aguarda Eta Carinae.

É possível que a supernova ou hipernova Eta Carinae afete a Terra. Porém não é muito provável que afete a vida diretamente, já que esta está protegida dos raios gama pela atmosfera e de outros raios cósmicos pela magnetosfera. Os danos estariam restritos à alta atmosfera, à camada de ozônio e espaçonaves. Alguns alegam que os danos à alta atmosfera teriam efeitos catastróficos. Dave Pooley, da University of California, em Berkeley, disse que se a explosão da estrela fosse observada, “seria tão brilhante que você a veria durante o dia e poderia ler um livro sob sua luz à noite”.

Certamente, a explosão liberará raios gama pelas áreas polares da estrela, criando uma GRB (Gama Ray Burst, explosão de raios gama). Cálculos mostram que a energia da GRB atingindo a atmosfera terrestre seria equivalente a 1 Kt (quiloton) (1 Tcal, teracaloria) (4.184 TJ, terajoules) em cada quilômetro quadrado da atmosfera de todo o hemisfério voltado para a estrela depositando na superfície dez vezes a dose de radiação ionizante que todo o corpo humano suporta. Mas… Calma! Esta explosão catastrófica provavelmente não atingirá a Terra, pois os eixos de rotação da estrela não estão apontando para nós agora. Mas o fato de Eta Carinae ser um sistema binário pode interferir na intensidade e orientação da explosão produzida, dependendo das circunstâncias.

Pois bem! Mais uma vez, peço desculpas por não ter postado mais editoriais. E vamos aos típicos comentários de assuntos paralelos:

  • Passei nos vestibulares na mesma posição! Numerólogos, contenham-se!
  • Consegui um retweet e uma reply de Marcos Pontes do Twitter! Ganhei o dia!
  • Não deu para o Inter, hein!
  • Será que esse pessoal do Congresso Nacional não tem vergonha de sair na rua?
    E aí vai um lembrete: o e-mail blogdoastronomo@groups.live.com não é mais o meio de contato com este editor! Informações para contato e links para páginas e comunidades do Blog em redes sociais estão na página “Contato“.

Neste fim de ano, provavelmente, viajarei para a casa da minha avó para fazer algumas observações telescópicas. Nesse período, o Blog ficará sem atualizações.

Boas festas, feliz Natal, feliz Ano Novo e paciência para aguentar os rojões do vizinho (eu, pelo menos, não gosto).

Obrigado por terem acompanhado o Blog por mais um ano. (E que venha o próximo!) Que Deus nos abençoe!

 

“Evitar a felicidade com medo de que ela acabe é o melhor meio de se tornar infeliz.”

– Albert Einstein (1879-1955), físico teórico alemão

 

Eduardo Oliveira,

editor

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