Eta Carinae

Eta Carinae, (na constelação da Quilha, ou "Carina", em latim), está a 7500 anos-luz da Terra. Uma estrela vísivel no Hemisfério Sul (incluindo Brasil), mas não no Hemisfério Norte (incluindo Portugal). De tamanho muito grande (100 a 150 vezes a massa do Sol), seu aspecto mais marcante é a variação de seu brilho em várias ordens de magnitude.

Quando foi pela primeira vez catalogada em 1677 por Edmond Halley, era uma estrela de magnitude 4, mas em 1843, após uma erupção que ejetou uma nuvem de poeira 500 vezes maior que o sistema solar, ficou mais brilhante, atingindo o brilho de Sírio, apesar da sua enorme distância. Depois disso (entre 1900 e 1940), a magnitude era apenas de 8. Em 2002, tinha magnitude 5, tendo de repente e surpreendentemente dobrado o seu brilho entre 1998 e 1999.

Tudo indica tratar-se de uma sistema binário de estrelas muito próximas uma da outra. A estrela de menor diâmetro é a mais quente (30 000 °C) e a outra com o triplo do diâmetro é mais fria (15 000 °C), mas duas vezes mais brilhante. Este sistema estelar está envolto numa densa nuvem de gases e poeiras, que forma uma nebulosa 400 vezes mais extensa do que o Sistema Solar, conhecida como a Nebulosa de Eta Carinae (ou NGC3372). A perda de luminosidade deve-se, possivelmente, a uma consequência da aproximação máxima entre as duas estrelas, o periastro, altura em que a estrela menor encobre quase metade da maior. A diminuição de brilho é equivalente a 20 vezes o do Sol, mas brilhando como 4 a 5 milhões de sóis. O período de rotação das estrelas (uma em relação à outra) é de 5,5 anos.

O que torna Eta Carinae especial é o seu brilho muito instável e de forma extremamente rápida, devido à poeira e o encobrimento da estrela maior pela menor, ao contrário das outras estrelas visíveis a partir da Terra. Em 1830, brilhava tanto como Sírio (a estrela mais brilhante). Actualmente, só é visível em locais muito escuros, sendo o seu brilho muito baixo; há 40 anos atrás até era necessário um telescópio para a poder observar.

O astrónomo brasileiro Augusto Damineli, professor do IAG-USP, é um dos que afirmam que a estrela é uma variável pois a cada cinco anos e meio, segundo ele, acontece uma redução no seu brilho, já outros astrônomos não aceitavam essa teoria, no entanto em 1997, ocorreu uma nova redução do brilho, o fenômeno foi confirmado. Em 2003 , graças aos registros de mais de 50 especialistas apoiados nas observações através de telescópios terrestres e em órbita , finalmente confirmou-se tratar-se mesmo de mais uma estrela variável do tipo SDOR - Estrelas de alta luminosidade binária, com variações entre 1 a 7 magnitudes, associadas e envoltas em material em expansão próprio das nebulosas.

Estrelas muito grandes como Eta Carinae esgotam seu combustível muito rapidamente devido à sua desproporcionalmente alta luminosidade. Espera-se que Eta Carinae possa explodir como uma supernova ou hipernova dentro de algum tempo nos próximos milhões de anos.

SN 2008iy uma supernova em câmera lenta?

Explosão de uma supernova IIn a partir de uma hipergigante azul de luminosidade variável

As supernovas são em geral consideradas eventos rápidos e furiosos. Para as supernovas tipo II (supernovas causadas pelo colapso do núcleo da estrela), o núcleo estelar implode devido ao seu próprio peso quase que instantaneamente embora tome algum tempo para que as ondas de choque consigam escapar da estrela. Durante esta fase inicial a estrela brilha no que chamamos “tempo de crescimento” da supernova. Para a maioria das supernovas tipo II isto leva cerca de uma semana.

Então, o que os astrônomos poderão fazer agora com a supernova 2008iy que teve um “tempo de crescimento” de pelo menos 400 dias?

Desde que foi descoberta a SN 2008iy foi considerada uma exceção. Quando seu espectro foi analisado, ela foi colocada em uma rara subclasse, a categoria das supernovas tipo IIn. Esta subclasse está reservada para as supernovas que possuem linhas de emissão bem estreitas (‘narrow’, em inglês, daí a subclasse ‘n’) e que até inclui aquelas que não as possuem.

Olhando os arquivos históricos…

Para aprender mais sobre a história deste caso incomum de supernova os astrônomos da Universidade da Califórnia em Berkeley, EUA, foram vasculhar imagens do arquivo da pesquisa “Palomar Quest”. Eles procuraram por imagens da região desta supernova, voltando no tempo até julho de 2007, quando a estrela progenitora era muito tênue para aparecer em imagens. Assim, notaram que o crescimento do brilho da SN 2008iy começou pelo menos pouco depois de julho de 2007 e continuou até outubro de 2008. Isto nos indica um “tempo de crescimento” de pelo menos quatro vezes maior que o tempo já observado nas supernovas com maior duração, até agora.

A pista principal para explicar este mistério surgiu a partir das incomuns linhas de emissão do espectro da supernova. Em geral, as estrelas e as supernovas são caracterizadas pelo seu espectro de absorção que é causado quando o gás externo, relativamente mais frio, se situa entre a fonte aquecida e a nossa detecção. Para gerar as linhas de emissão, deve haver um meio relativamente denso de matéria sendo excitado pela supernova. Além disso, o fato das linhas estarem estreitar indicou em uma aparente redução no movimento.

Animação da hipernova SN 2006gy, uma das mais brilhantes já observadas, que teve longa duração

Nebulosa envolvente formada antes da explosão

Junto com isso, tal característica indicou que a estrela progenitora passou por uma violenta perda de massa antes da sua detonação final. A idéia é tal que o progenitor deve ter perdido grandes quantidades de sua matéria gerando em suas vizinhanças um invólucro denso de matéria estelar. Assim, quando a supernova detonou, esta concha de matéria obscureceu o evento. Mas quando o material ejetado atingiu estas conchas de matéria ejetadas anteriormente, o material brilhante lentamente aflorou durante o grande período de 400 dias.

Hipergigante azul

Enquanto as estrelas massivas passam por um período de perda de massa intensa quando saem da seqüência principal (quando esgotam o hidrogênio do seu núcleo e passam a processar e hélio e em seguida os demais elementos na nucleossíntese), um invólucro denso como este seria relativamente raro. Para explicar este cenário os autores se voltaram para um tipo muito brilhante de estrela, a LBV (Luminous Blue Variable) – estrela supergigante azul de luminosidade variável. Estas estrelas supergigantes vivem praticamente próximas do limite de Eddinton. Este limite define a massa máxima que uma estrela pode ter e ainda permanecer estável (algo entre 120 a 150 massas solares, dependendo de sua metalicidade e outras características). Devido a sua massa extrema, as LBVs apresentam violentos ventos estelares que periodicamente ejetam grandes quantidades de material para o espaço que poderiam criar conchas de matéria formando uma nebulosa similar a que foi necessária para causar o efeito de “câmera lenta” observado na SN 2008iy. Infelizmente tal evento ocorreu tão distante que não conseguimos encontrar evidências da presenta desta nebulosa envolvente. A galáxia hospedeira também se mostrou muito tênue para ter seu formato entendido. Os cientistas julgam que se trata de uma galáxia anã irregular e assim as conclusões foram prejudicadas. Os astrônomos também consideram o cenário da Eta Carinae, uma LBV que se comporta de forma similar, ejeta sua matéria em violentos ventos estelares que geraram invólucros nebulares e é uma provável candidata a gerar uma supernova tipo II. Possivelmente a Eta Carinae irá proporcionar um lento desenvolvimento como a SN 2008iy quando explodir como uma supernova, devido a presença da sua massiva nebulosa circunvizinha, mostrada na imagem abaixo:


Eta Carinae é uma hipergigante azul de luminosidade variável, cercada por uma nebulosa gerada pelo seu violento vento estelar, é uma possível canditada a uma hipernova.

O artigo que trata do assunto foi recentemente publicado com o título “SN 2008iy: An Unusual Type IIn Supernova with an Enduring 400 Day Rise Time”, assinado por: A. A. Miller , J. M. Silverman , N. R. Butler , J. S. Bloom , R. Chornock, A. V. Filippenko , M. Ganeshalingam , C. R. Klein , W. Li , P. E. Nugent , N. Smith e T. N. Steele. Os cientistas escreveram no ABSTRACT:

“Nós apresentamos as observações espectroscópicas e fotométricas da supernova tipo IIn (SN) 2008iy. SN 2008iy mostrou um tempo de crescimento com duração sem precedentes de ~400 dias, tornando-a a primeira supernova com duração maior que 100 dias para atingir o pico de luminosidade ótica. O pico de magnitude absoluta da SN 2008iy foi M_r ~ -19,1 mag e o total de energia irradiada durante os primeiros ~700 dias foi ~2 × 1050 erg. Sob o ponto de vista espectroscópico, a SN 2008iy é bem similar a supernova tipo IIn SN 1988Z e, assim como SN 1988Z, ela é uma fonte luminosa de raios-X (ambas tiveram sua luminosidade de raios-X: L_X > 1040 erg/s).”

“O perfil de emissão de Hidrogênio-Alpha da SN 2008iy mostra um componente de absorção estreito, padrão P Cygni, implicando em um vento estelar pré-SN de 100 km/s. Nós argumentamos que a luminosidade da SN 2008iy foi produzida pela interação do material expelido pela supernova com seu denso meio compactado circunvizinho. O tempo crescimento de ~400 dias pode ser entendido se a densidade do material do invólucro cresce com a distância sobre um raio de ~1,7 × 1016 cm a partir da estrela progenitora. Este cenário é possível se o progenitor experimentou uma fase curta de perda extrema de 1% de sua massa antes da explosão com supernova ou se a velocidade do vento estelar da estrela progenitora aumentou consistentemente por décadas antes do colapso do seu núcleo. Nós preferimos o primeiro cenário, o qual é conseqüência das perdas eruptivas da massa estelar, que são cenários geralmente observados nas estrelas gigantes azuis de luminosidade variável (LBV). A velocidade do vento estelar da progenitora e as taxas elevadas de perda de massa servem como evidências que algumas (possivelmente todas) as supernovas tipo IIn experimentam erupções tipo-LBV durante um período antes do colapso do núcleo. Nós também discutimos a galáxia hospedeira da SN 2008iy, uma galáxia anã de baixa luminosidade e oferecemos algumas razões para explicar nossa nova sugestão de que supernovas luminosas incomuns preferencialmente ocorrem em galáxias anãs.”

Fontes: Universe Today: Slow-Motion Supernova por Jon Voisey