Pesquisadores no Max Planck Institute for Astrophysics localizado em Garching, pela primeira vez conseguiram reproduzir as assimetrias e o movimento rápido de aglomerados de ferro observados em supernovas através de complexas simulações computacionais em três dimensões. Para isso eles fizeram com que a simulação inicia-se milessegundos após a explosão e seguisse por algumas horas.
Estrelas massivas terminam sua vida em gigantescas explosões chamadas de supernovas, e podem tornar-se – por um curo intervalo de tempo – mais brilhantes que uma galáxia inteira, que é constituída de bilhões de estrelas. Embora as supernovas tenham sido estudadas de forma teórica por modelos computacionais por décadas, os processos físicos que ocorrem durante essa explosão são tão complexos que até agora os astrofísicos só puderam simular parte do processo e somente em uma ou duas dimensões. Pesquisadores do Max Planck Institute for Astrophysics em Garching, fizeram agora o primeiro modelo computacional completo em três dimensões do colapso da região central de uma supernova em uma escala de tempo de horas após a ignição do processo. Eles então podem responder a questões de como as assimetrias iniciais, que emergem no núcleo denso durante os primeiros estágios da explosão, geram as heterogeneidades observadas durante a explosão da supernova.
Enquanto que grande parte da energia da explosão é responsável por fazer com que essas explosões estelares sejam visíveis a partir de grandes distâncias no universo, elas são relativamente raras. Em uma galáxia do tamanho da Via Láctea, acontece uma média de uma supernova a cada 50 anos. Aproximadamente 20 anos atrás, uma supernova pôde ser vista a olho nu, se trata da SN 1987 A na Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia vizinha à Via Láctea. Essa relativa proximidade – “somente” 170000 anos-luz de distância – permitiu que os astrônomos realizassem observações detalhadas em diferentes comprimentos de onda por semanas e até meses. A SN 1987 A se tornou uma supernova de colapso de núcleo, chamada também de evento do Tipo II. Isso ocorre quando uma estrela massiva, que é no mínimo 9 vezes mais pesada que o Sol, queimou quase todo o seu combustível. O motor de fusão dentro da estrela começa a falhar, disparando o processo de colapso interno e então acontece a violenta explosão de toda a estrela. No caso da SN 1987 A a estrela tinha aproximadamente 20 massas solares no seu nascimento.
A SN 1987 A é provavelmente a supernova mais bem estudada e mesmo assim ainda é um grande desafio desenvolver e refinar um modelo do que está acontecendo dentro da estrela que está morrendo para produzir a emissão da radiação. Uma das descobertas mais sensacionais da SN 1987A e depois de muitas outras foi o fato de que níquel e o ferra – elementos pesados que são formados próximo do centro da explosão – são misturados em grandes aglomerados dentro da concha de hidrogênio da estrela. Bolhas de níquel foram observadas se propagando a velocidade de milhares de quilômetros por segundo, muito mais rápido do que hidrogênio ao redor e muito mais rápido do que previam os cálculos hidrodinâmicos simples feitos em uma dimensão, ou seja, somente estudando o perfil radial dessa emissão para se poder caracterizar completamente.
É fato que a evolução de brilho, a chamada curva de luz, da SN 1987A e de supernovas de colapso de núcleo similares a ela só pode ser entendida se grande quantidade de material pesado do núcleo, em particular, níquel radioativo for misturado com o envelope estelar nas regiões externas e os elementos leves, hidrogênio e hélio, forem carregados para o núcleo.
Os detalhes da explosão de uma supernova são difíceis de serem simulados, não somente pela complexidade dos processos físicos envolvidos mas também pela duração e pela variação de escalas – de centenas de metros próximo ao centro até dezenas de milhões de quilômetros próximo da superfície da estrela – o que precisa ser resolvido em modelos computacionais tridimensionais. Simulações realizadas anteriormente em duas dimensões, mostraram que a estrutura da concha esférica da estrela progenitora é destruída durante a explosão da supernova e uma mistura de grande escala começa então a acontecer. Mas o mundo real é tridimensional e não somente aspectos observacionais podem ser reproduzidos por modelos 2D.
Os novos modelos de computador feitos pela equipe do Max Planck Institute for Astrophysics podem agora pela primeira vez simular a explosão de forma completa em todas as três dimensões, desde milessegundos após a explosão ter se iniciado no núcleo até um tempo igual a três horas depois da explosão, quando as ondas de choque quebram a estrela progenitora. “Nós encontramos desvios substanciais nos modelos 3D se comparados com os trabalhos anteriores que modelavam o fenômeno somente em duas dimensões”, disse Nicolay Hammer, autor principal do artigo, “a maior diferença é em entender o crescimento das instabilidades e propagação dos aglomerados de elementos. Não são apenas variações pequenas, esse efeito determina a evolução e a extensão da mistura e da aparência observável das supernovas de colapso de núcleo”.
Em simulações 3D, aglomerados ricos em metal têm uma velocidade muito maior do que no caso 2D. Essas bolhas se expandem mais rapidamente, retirando material das camadas externas. “Com um modelo analítico simples, nós poderíamos demonstrar que as diferentes geometrias para as bolhas, toroidal versus quase esféricas, podem explicar as diferenças observadas nas nossas simulações”, explica o co-autor Thomas Janka. “Enquanto pensamos que as diferenças entre os modelos 2D e 3D que nós encontramos são provavelmente genéricas, muitas feições irão depender fortemente da estrutura da estrela progenitora, principalmente a energia total da explosão e a assimetria inicial da mesma”.
“Nós esperamos que os nossos modelos em comparação com as observações possam nos ajudar a entender como explosões estelares começam e o que as causa”, adiciona Ewald Müller, o terceiro autor do trabalho. Investigar uma variedade maior de estrelas progenitoras e de condições iniciais será o foco dos trabalhos futuros de simulação. Em particular um modelo detalhado que reproduza todas as feições observacionais da SN 1987A ainda é um desafio.
Fonte:
