Isto é como todos nós morreríamos instantaneamente se o Sol de repente fosse supernova

a sua nebulosa circundante, é uma das milhares de estrelas da Via Láctea que poderia ser a próxima supernova da nossa galáxia. É também muito, muito maior e mais maciça do que seria possível formar num Universo que contém apenas hidrogénio e hélio, e pode já estar na fase de queima de carbono da sua vida. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidt

supernova na constelação de Cassiopeia. Esta explosão, apesar de ter ocorrido na Via Láctea e cerca de 60-70 anos após 1604, não pôde ser vista a olho nu, devido à poeira interveniente. O material circundante mais a emissão contínua de radiação EM desempenham ambos um papel na iluminação contínua do remanescente. Uma supernova é o destino típico de uma estrela com mais de cerca de 10 massas solares, embora haja algumas excepções. NASA, ESA, e a Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Reconhecimento: Robert A. Fesen (Dartmouth College, EUA) e James Long (ESA/Hubble)

Uma supernova – especificamente, uma supernova de colapso do núcleo – só pode ocorrer quando uma estrela muitas vezes mais maciça do que o nosso Sol ficar sem combustível nuclear para queimar no seu núcleo. Todas as estrelas começam a fazer o que o nosso Sol faz: fundindo o elemento mais comum no Universo, o hidrogénio, em hélio através de uma série de reacções em cadeia. Durante esta parte da vida de uma estrela, é a pressão da radiação destas reacções de fusão nuclear que impedem o interior da estrela de colapsar devido à enorme força da gravitação.

Então, o que acontece, quando a estrela arde através de todo o hidrogénio do seu núcleo? A pressão da radiação cai e a gravidade começa a vencer nesta luta titânica, provocando a contracção do núcleo. À medida que se contrai, aquece, e se a temperatura pode passar um certo limiar crítico, a estrela começa a fundir o próximo elemento mais leve em linha, o hélio, para produzir carbono.

superfície e interior do Sol, incluindo o núcleo, que é onde ocorre a fusão nuclear. Com o passar do tempo, a região contendo hélio no núcleo expande-se e a temperatura máxima aumenta, provocando o aumento da produção de energia do Sol. Quando o nosso Sol ficar sem combustível de hidrogénio no núcleo, irá contrair-se e aquecer até um grau suficiente para que a fusão do hélio possa começar. O utilizador do Wikimedia Commons Kelvinsong

Isto irá ocorrer no nosso próprio Sol cerca de 5 a 7 mil milhões de anos no futuro, causando o seu inchaço até se tornar um gigante vermelho. A nossa estrela mãe expandir-se-á tanto que Mercúrio, Vénus, e possivelmente até a Terra serão engolfados, mas imaginemos, em vez disso, que surgirá um plano inteligente para migrar o nosso planeta para uma órbita segura, enquanto mitigamos o aumento da luminosidade para evitar que o nosso planeta seja frito. Esta queima de hélio irá durar centenas de milhões de anos antes do nosso Sol ficar sem hélio e o núcleo se contrair e aquecer novamente.

Para o nosso Sol, é o fim da linha, pois não temos massa suficiente para passar à fase seguinte e iniciar a fusão de carbono. Numa estrela muito mais maciça do que o nosso Sol, no entanto, a queima de hidrogénio leva apenas milhões de anos a completar, e a fase de queima de hélio dura apenas centenas de milhares de anos. Depois disso, a contracção do núcleo permitirá que a fusão de carbono prossiga, e as coisas irão mover-se muito rapidamente depois disso.

os elementos produzidos pela fusão nuclear no interior da estrela concentram-se em direcção ao centro da estrela. Quando a estrela explode, a grande maioria das camadas exteriores absorvem rapidamente os neutrões, subindo na tabela periódica, e também são expulsos de volta para o Universo onde participam na próxima geração de formação de estrelas e de planetas. NASA / CXC / S. Lee

Fusão de carbono pode produzir elementos tais como oxigénio, néon, e magnésio, mas leva apenas centenas de anos a completar. Quando o carbono se torna escasso no núcleo, volta a contrair e aquecer, levando à fusão do néon (que dura cerca de um ano), seguida da fusão do oxigénio (que dura alguns meses), e depois da fusão do silício (que dura menos de um dia). Nessa fase final da queima de silício, as temperaturas do núcleo podem atingir ~3 mil milhões de K, cerca de 200 vezes as temperaturas mais quentes actualmente encontradas no centro do Sol.

E depois ocorre o momento crítico: o núcleo fica sem silício. Mais uma vez, a pressão cai, mas desta vez não há para onde ir. Os elementos que são produzidos a partir da fusão do silício – elementos como o cobalto, níquel e ferro – são mais estáveis do que os elementos mais pesados em que se fundiriam de forma concebível. Em vez disso, nada ali é capaz de resistir ao colapso gravitacional, e o núcleo implode.

estrela maciça nas fases finais, pré-supernova, de queima de silício. (A queima de silício é onde o ferro, o níquel e o cobalto se formam no núcleo.) Uma imagem Chandra (à direita) do remanescente da Cassiopeia A supernova mostra hoje elementos como o Ferro (em azul), o enxofre (verde), e o magnésio (vermelho). Não sabemos se todas as supernovas do núcleo seguem ou não o mesmo caminho. NASA/CXC/M.Weiss; raio-x: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

É aqui que acontece a supernova de colapso de núcleos. Ocorre uma reacção de fusão em fuga, produzindo o que é basicamente um núcleo atómico gigante feito de neutrões no núcleo da estrela, enquanto as camadas exteriores têm uma tremenda quantidade de energia injectada nelas. A própria reacção de fusão dura apenas cerca de 10 segundos, libertando cerca de 1044 Joules de energia, ou o equivalente em massa (via E = mc2 de Einstein) de cerca de 1027 kg: tanto quanto se libertaria ao transformar dois satélites em energia pura.

Essa energia vai para uma mistura de radiação (fotões), a energia cinética do material no material estelar agora em explosão, e neutrinos. Todos estes três são mais do que capazes de acabar com qualquer vida que tenha conseguido sobreviver num planeta em órbita até esse ponto, mas a grande questão de como morreríamos todos se o Sol fosse supernova depende da resposta a uma pergunta: quem chega lá primeiro?

vida, culminando num Supernova Tipo II quando o núcleo fica sem combustível nuclear. A fase final da fusão é tipicamente de queima de silício, produzindo ferro e elementos semelhantes ao ferro no núcleo apenas durante um breve período de tempo, antes de surgir uma supernova. Muitos dos restos da supernova levarão à formação de estrelas de neutrões, que podem produzir a maior abundância dos elementos mais pesados de todos, colidindo e fundindo. Nicole Rager Fuller/NSF

Quando a reacção de fusão em fuga ocorre, o único atraso na saída da luz provém do facto de ser produzida no núcleo desta estrela, e o núcleo é rodeado pelas camadas exteriores da estrela. Leva um tempo finito para que esse sinal se propague até à superfície mais exterior da estrela – a fotosfera – onde fica então livre para viajar em linha recta à velocidade da luz.

Assim que sair, a radiação queimará tudo no seu caminho, soprando a atmosfera (e qualquer oceano restante) para fora do lado virado para as estrelas de um planeta semelhante à Terra imediatamente, enquanto o lado nocturno duraria segundos a minutos mais. A onda de explosão da matéria seguiria pouco depois, engolindo os restos do nosso mundo queimado e muito possivelmente, dependendo das especificidades da explosão, destruindo por completo o planeta.

Mas qualquer ser vivo morreria certamente mesmo antes da luz ou da onda de explosão da supernova chegar; eles nunca veriam a sua morte chegar. Em vez disso, os neutrinos – que interagem com a matéria tão raramente que uma estrela inteira, para eles, funciona como um painel de vidro faz com a luz visível – simplesmente aceleram omnidireccionalmente, desde o momento da sua criação, a velocidades indistinguíveis da velocidade da luz.

Além disso, os neutrinos transportam uma enorme fracção da energia de uma supernova para longe: aproximadamente 99% dela. Em qualquer momento, com o nosso sol a emitir apenas ~4 × 1026 joules de energia por segundo, aproximadamente 70 triliões (7 × 1013) de neutrinos passam através da sua mão. A probabilidade de eles interagirem é minúscula, mas ocasionalmente isso acontece, depositando a energia que transporta para o seu corpo quando acontece. Apenas alguns neutrinos fazem isto ao longo de um dia típico com o nosso Sol actual, mas se fosse supernova, a história mudaria dramaticamente.

radiação Cerenkov que aparece ao longo dos tubos fotomultiplicadores que revestem as paredes do detector, mostram a metodologia bem sucedida da astronomia de neutrinos e aproveitam o uso da radiação Cherenkov. Esta imagem mostra múltiplos eventos, e faz parte do conjunto de experiências que pavimenta o nosso caminho para uma maior compreensão dos neutrinos. Os neutrinos detectados em 1987 marcaram a aurora tanto da astronomia de neutrinos como da astronomia multi-mensageiros. Colaboração Super Kamiokande

Quando ocorre uma supernova, o fluxo de neutrinos aumenta aproximadamente num factor de 10 quadriliões (1016), enquanto a energia por neutrino sobe cerca de um factor de 10, aumentando tremendamente a probabilidade de um neutrino interagir com o seu corpo. Quando se trabalha a matemática, verifica-se que mesmo com a sua extraordinária baixa probabilidade de interacção, qualquer ser vivo – desde um organismo unicelular a um ser humano complexo – seria fervido de dentro para fora apenas a partir das interacções neutrino.

Este é o resultado mais assustador imaginável, porque nunca o veríamos chegar. Em 1987, observámos uma supernova a 168.000 anos-luz de distância, tanto com luz como com neutrinos. Os neutrinos chegaram a três detectores diferentes em todo o mundo, abrangendo cerca de 10 segundos desde o mais cedo até ao mais tarde. A luz da supernova, no entanto, só começou a chegar horas mais tarde. Quando as primeiras assinaturas visuais chegaram, tudo na Terra já teria sido vaporizado durante horas.

meio interestelar com elementos pesados. Os anéis exteriores são causados por ejectas anteriores, muito antes da explosão final. Esta explosão também emitiu uma enorme variedade de neutrinos, alguns dos quais chegaram até à Terra. ESO / L. Calçada

Talvez a parte mais assustadora dos neutrinos seja como não há uma boa maneira de se proteger deles. Mesmo que se tentasse bloquear o seu caminho até si com chumbo, ou um planeta, ou mesmo uma estrela de neutrões, mais de 50% dos neutrinos ainda conseguiriam passar. De acordo com algumas estimativas, não só toda a vida num planeta semelhante à Terra seria destruída por neutrinos, mas qualquer vida em qualquer lugar num sistema solar comparável encontraria esse mesmo destino, mesmo à distância de Plutão, antes da chegada da primeira luz da supernova.

O único sistema de detecção precoce que poderíamos instalar para saber que algo estava a chegar é um detector de neutrinos suficientemente sensível, que poderia detectar as assinaturas únicas e seguras de neutrinos gerados a partir de cada uma das queimadas de carbono, néon, oxigénio e silício. Saberíamos quando cada uma destas transições acontecia, dando vida a algumas horas para dizerem as suas despedidas finais durante a fase de queima de silício antes da ocorrência da supernova.

produzido por estrelas e outros processos no Universo. Cada conjunto de neutrinos produzidos por um processo de fusão diferente dentro de uma estrela terá uma assinatura de energia espectral diferente, permitindo aos astrónomos determinar se a sua estrela-mãe está a fundir carbono, oxigénio, néon, e silício no seu interior, ou não. Colaboração IceCube / NSF / Universidade de Wisconsin

É horripilante pensar que um evento tão fascinante e destrutivo como uma supernova, apesar de todos os efeitos espectaculares que produz, mataria qualquer coisa próxima antes de um único sinal perceptível chegar, mas isso é absolutamente o caso dos neutrinos. Produzido no núcleo de uma supernova e transportando 99% da sua energia, toda a vida numa forma terrestre receberia uma dose letal de neutrinos dentro de 1/20 de segundo como qualquer outro local do planeta. Nenhuma quantidade de protecção, mesmo de estar do lado oposto do planeta à supernova, ajudaria em nada.

Quando qualquer estrela se torna supernova, os neutrinos são o primeiro sinal que pode ser detectado a partir deles, mas quando chegam, já é demasiado tarde. Mesmo com o quão raramente interagem, esterilizariam todo o seu sistema solar antes de a luz ou matéria da explosão alguma vez chegar. No momento da ignição de uma supernova, o destino da morte é selado pelo assassino mais furtivo de todos: o evasivo neutrino.

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