Autores: Luca Boccioli, Giacomo Fragione
Instituição do primeiro autor: Department of Physics, University of California, Berkeley, CA 94720, EUA
Status: publicado no Phys. Rev. D
É chocante o quão pouco sabemos como estrelas explodem.
Nos últimos momentos da vida de uma estrela massiva, seu núcleo de ferro colapsa porque não é mais capaz de sustentar seu próprio peso. As camadas mais externas da estrela caem sobre o caroço em colapso e quicam violentamente para fora em uma explosão violenta, deixando para trás uma estrela de nêutrons, forjada deste núcleo ferroso…
Ou será que não? Algumas estrelas, em vez de explodirem e deixarem para trás umas estrela de nêutrons, simplesmente seguem com o colapso deixando um buraco negro. Ainda que muitos trabalhos ao longo das décadas tenham dedicado-se a determinar os mecanismos por trás das supernovas, o mecanismo que causa a explosão e como ela acontece ainda é um mistério. Isso é particularmente grave no chamado “low-mass gap“ ou “banda de baixa-massa”, em que temos dificuldades para achar buracos negros e estrelas de neutrons. Esse “gap” tem raízes físicas reais ou é simplesmente um efeito dos nossos métodos de detecção? Não sabemos. Os autores do artigo de hoje criaram um novo modelo para descrever a “explodabilidade estelar” (é uma palavra horrível, mas é um termo técnico que traduz o quão fácil ou difícil seria fazer uma estrela massiva explodir como supernova).
Ilhas de explodabilidade
Até pouco tempo atrás, astrônomos acreditavam que a explodabilidade de uma estrela era determinada apenas por sua massa — as estrelas com massa maior que 20 vezes a massa do Sol colapsariam para formar um buraco negro, e estrelas mais massivas que 8 massas solares explodiram como supernovas. Entretanto, a relação massa inicial e a forma que se dá a “morte” da estrela parece ser bem mais complexa: há diversas regiões (no intervalo de massas inicias) em que uma estrela poderia explodir ou não. Na Figura 1, diferentes autores encontram diferentes locais para essas “ilhas de explodabilidade” uma vez que elas são bastante dependentes dos modelos de evolução estelar usados para o cálculo. Portanto, saber ao certo o destino final da estrela dadas a massa inicial e metalicidade é bastante desafiador. Porém, os autores do dia definem um critério de explodabilidade que depende do quanto o núcleo estelar está “compactado” e da posição da interface entre as camadas de silício e oxigênio no mesmo.
Estrelas de alta massa perto de seus fins são estruturadas em camadas como se fossem cebolas, ou seja, camadas dominadas por diferentes elementos como mostrado na Figura 2. A camada de hidrogênio, a composição primária da estrela no início de sua vida, é a camada mais externa. As camadas subsequentes são compostas de elementos cada vez mais pesados que são formados pelo processo de fusão nuclear (agora se referindo a núcleos atômicos) no centro/núcleo estelar. As duas camadas logo acima do núcleo estelar inerte de ferro são feitas, em ordem, de silício e oxigênio. A localização da divisa entre essas duas camadas é extremamente importante para os modelos de supernovas. Quando as ondas de choque que se movem pra fora encontram essa interface elas encontram uma queda abrupta de densidade e com menos material para viajar através, a onda de choque pode agora viajar muito mais rápido. Então, se o núcleo estelar é menos denso, ou se a onda de choque passa por uma interface Si/O cuja variação de densidade é suficientemente abrupta cedo o suficiente durante vida da estrela ela irá explodir!
O vazio de baixa massa
Os autores definiram seu critério de explodibilidade comparando seus resultados com os de simulações de supernovas. Mas como esses resultados se saem quando comparados a observações? Nós podemos testar isso olhando para a massa prevista dos dois tipos possíveis de objetos estelares remanescentes: estrela de nêutron e buraco negro, e compará-las com o que inferimos desses objetos na vida real.
Na Figura 3 os autores fazem exatamente isso ao comparar as massas observadas de estrelas de nêutrons com as previsões resultantes de suas simulações de estrelas que explodem de acordo com seus critérios. O estudo testa diferentes métodos para prever a massa de estrelas de nêutrons e nele os autores encontram que os dados são melhores ajustados por uma função por partes baseada no quão compactado está o núcleo pouco antes de seu colapso (linha amarela). Todos os métodos no entanto se ajustam melhor aos dados observados quando se supõe uma distribuição bimodal — i.e., a distribuição do número de estrelas de nêutrons com a massa tem dois picos. Curiosamente também observamos esse mesmo tipo de distribuição de massa quando a medimos através de pulsares com o mesmo padrão de picos.
Quaisquer estrelas que não explodem ou deixam uma estrela de nêutrons para trás irão colapsar para um buraco negro. Os autores determinaram a distribuição de massa desses buracos negros baseados em seu critério de explodabilidade supondo que alguma fração 
Uma lei de potência truncada que descreve >80% do envelope de hidrogênio sendo ejetado se ajusta melhor à distribuição observada. Os autores preveem também uma população significativa de buracos negros de baixa massa no intervalo de massa previsto em outros estudos. Ainda que não tenhamos ainda muitos dados e as incertezas associadas sejam bem elevadas, observações recentes de ondas gravitacionais, especialmente a detecção mais recente do LIGO de um possível buraco negro de 3,6 massas solares dão suporte à essa previsão.
Estudar supernovas não é mole não! Ainda há varias noções que não estão fixas e muitas perguntas ainda estão em aberto. Os autores do dia apresentam um indicador viável da explodabilidade de estrelas massivas e o usam para prever cenários que se ajustam às nossas observações. Mas quem sabe ao certo? Conforme iremos adquirir mais dados, podemos encontrar algo que nos pegue de surpresa!
Adaptado de The explodability criterion: How to make a star go supernova, escrito por Katherine Lee.
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