Supernova
Cortesia de jcconwell.wordpress
Com a devida vénia a Lawrence Krauss, publico algumas passagens de Fear Physics.«…finalmente, quando o hidrogénio que alimenta as reacções nucleares começa a esgotar-se, reinicia-se a lenta liberação interna, até que o núcleo da estrela esteja suficientemente quente para queimar o produto do primeiro grupo de reacções, o hélio. Para muitas estrelas, esse processo continua, a cada vez queimando o produto do grupo anterior de reacções, até chegar ao núcleo da estrela - hoje chamado de gigante vermelho ou azul, devido à mudança da cor da sua superfície, à medida que a concha se se expande e aumenta de tamanho ao mesmo tempo em que o núcleo interno se torna mais quente e denso, composto basicamente de ferro. Alcançado esse ponto, o processo deve parar, de uma forma ou de outra, porque o ferro não pode ser utilizado como combustível nuclear, pelo facto de os componentes de seu núcleo - os protões e os neutrões estarem tão intimamente ligados que se torna impossível prescindir de mais energia agregadora tornando-se parte de um sistema mais amplo. O que acontece nessa ocasião? Das duas uma: Ou a estrela vai lentamente perdendo intensidade como um fósforo que está chegando ao fim, ou, no caso de estrelas com massas elevadas, ocorre um dos mais surpreendentes espectáculos do universo: A estrela explode!
Supernova de Kepler
Cortesia de wikipédia
Uma estrela que explode, ou supernova, produz durante a sua curta evolução pirotécnica mais ou menos a mesma quantidade de luz que toda uma galáxia, o equivalente a mais de cem bilhões de estrelas normais. E difícil lidar de forma conclusiva com a potência pura liberada durante um evento como esse. Segundos antes do início da explosão final, a estrela queima calmamente os últimos resquícios de combustível, até que a pressão gerada pela última arfada da estrela não seja mais suficiente para sustentar o seu incrivelmente denso núcleo de ferro, que contém tanta massa quanto o nosso Sol, mas comprimida em uma região do tamanho da Terra - um milhão de vezes menor. Em menos de um segundo, toda essa massa implode, liberando nesse processo enormes quantidades de energia. Esse desmoronamento prossegue até que todo o núcleo esteja contido em uma bola com um raio de aproximadamente 10 quilómetros, mais ou menos o tamanho de New Haven, em Connecticut. Nesse ocasião, a matéria está tão densa, que um colher de chá de uma substância qualquer pesaria milhares de toneladas. E o que é mais importante, os núcleos atómicos extremamente densos do ferro começam a se aglomerar, «tocando-se» por assim dizer. Aí então, o material enrijece repentinamente, e toda uma nova fonte de pressão, devido às interacções d esses núcleos compactamente agrupados, adquire importância.
Cortesia depbs.org
O desmoronamento cessa, o núcleo «salta», e uma onda de choque é impulsionada para fora, atravessando o núcleo, milhares de quilómetros no sentido da camada externa da estrela, que literalmente aflora e se torna visível para nós como uma supernova.
Explosão duma supernova
Cortesia de allhatnocattle
Esse quadro da desintegração do núcleo de uma estrela explosiva foi se criando durante décadas de um esmerado trabalho analítico e numérico realizado por equipes de pesquisadores depois da primeira proposta de S. Chandrasekhar, em1939, de que uma situação imensurável como essa poderia ocorrer. É tudo fruto das ideias simples do equilíbrio hidrostático, que acreditamos governar a estrutura do Sol. Durante pouco mais de 50 anos depois de serem propostos pela pela primeira vez, os processos que regem o colapso estrelar continuam a ser pura especulação. Passaram-se. séculos da observação da última supernova da nossa galáxia, e mesmo naquela ocasião, tudo que podia ser visto eram os fogos externos, que ocorriam longe do ponto em que se passava a verdadeira acção, nas profundezas do interior da estrela.
A famosa supernova de 1987
Cortesia de wikipédia
Tudo isso mudou no dia 23 de Fevereiro de 1987. Naquela data, uma supernova foi observada nas grandes Nebulosas de Magalhães, um pequeno sistema-satélite situado na borda externa da nossa galáxia, a cerca de 150.000 anos-luz de distância. Essa foi a supernova mais próxima a ser observada nos últimos quatrocentos anos. O espectáculo pirotécnico visual associado a uma supernova vem a formar a pontinha de um iceberg. Acima de mil vezes mais energia é emitida, não sob a forma de luz, mas, sob a forma de neutrinos quase invisíveis. Digo quase invisíveis, porque, apesar de quase todo neutrino emitido Por uma supernova poder atravessar a Terra de maneira imperceptível, as Leis da probabilidade nos dizem que, embora raramente, um neutrino terá uma interacção mensurável num detector de menores dimensões. Aliás, pode-se estimar que, no momento em que a «explosão de neutrinos» da distante supernova atravessou a Terra, cerca de uma em cada um milhão de pessoas que por acaso estivessem de olhos fechados no momento exacto, pode ter visto um raio provocado pela luz produzida quando um neutrino saltou de um átomo nos seus olhos». In Fear of Physics, Sem Medo da Física, editora Campus, pág 15 a 17, 1993 by Basic Books, 1995 editora Campus, ISBN 85-7001-970-X
Cortesia de Lawrence Krauss/JDACT
