Cerca de 11.300 anos atrás, uma estrela enorme se aproximou do precipício da aniquilação. Pulsou com energia enquanto expulsava suas camadas externas, derramando o materials no espaço. Eventualmente, explodiu como uma supernova, e seu remanescente é um dos remanescentes de supernova mais estudados (SNR). É chamado Cassiopeia a (CAS A) e novas observações com o telescópio de raios X Chandra estão revelando mais detalhes sobre sua morte.
A progenitor da CAS A tinha entre 15 a 20 massas solares, embora algumas estimativas variem até 30 massas solares. Provavelmente period um supergtante vermelho, embora haja debate sobre sua natureza e o caminho que seguiu para explodir como uma supernova. Alguns astrofísicos pensam que pode ter sido um Estrela de Lobo-Rayet.
De qualquer forma, acabou explodindo como uma supernova de colapso do núcleo. Uma vez que construiu um núcleo de ferro, a estrela não pôde mais se apoiar e explodiu. A luz do desaparecimento de Cas A alcançou Terra por volta da década de 1660.
Não há registros definitivos de observadores vendo a explosão de supernova no céu, mas os astrônomos estudaram o CAS A SNR em grandes detalhes nos tempos modernos e em vários comprimentos de onda.
Esta é uma imagem colorida falsa composta de Cassiopeia A. Ele contém dados do Telescópio Espacial Hubble, do Telescópio Espacial Spitzer e do Telescópio Chandra-Ray.(Crédito da imagem: NASA/JPL-Caltech)
“Parece que cada vez que olhamos de perto os dados de Chandra de Cas A, aprendemos algo novo e emocionante”, disse o principal autor Sato em um Comunicado de imprensa. “Agora, pegamos esses dados inestimáveis de raios-X, combinamos com modelos poderosos de computador e encontramos algo extraordinário”.
Um dos problemas com o estudo de supernovas é que suas eventuais explosões são o que desencadeia nossas observações. É difícil obter um entendimento detalhado dos momentos finais antes de uma supernova explodir. “Nos últimos anos, os teóricos prestaram muita atenção aos processos finais do inside em estrelas maciças, pois podem ser essenciais para revelar mecanismos de supernova orientados por neutrinos e outros possíveis transientes de colapso enorme de estrelas”, escrevem os autores em seu artigo. “No entanto, é um desafio observar diretamente as últimas horas de uma estrela massiva antes da explosão, pois é o evento de supernova que desencadeia o início do intenso estudo observacional”.
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A liderança até a explosão de SN de uma estrela maciça envolve a nucleossíntese de elementos cada vez mais pesados mais profundamente em seu inside. A camada de superfície é hidrogênio, então o hélio é o próximo, depois o carbono e os elementos ainda mais pesados nas camadas externas. Eventualmente, a estrela cria ferro. Mas o ferro é uma barreira para esse processo, porque, embora os elementos mais leves liberem energia quando se fundem, o ferro requer mais energia para passar por uma fusão adicional. O ferro se acumula no núcleo e, uma vez que o núcleo atinge cerca de 1,4 massas solares, não há pressão externa suficiente para evitar o colapso. A gravidade vence, o núcleo cai e a estrela explode.
Esta imagem de alta definição do Nircam (câmera do infravermelho próximo) da James Webb da NASA revela detalhes intrincados de Cassiopeia Remnant Cassiopeia A (Cas A) e mostra a concha em expansão de materials batendo no gás derramado pela estrela antes de explodir. (Crédito da imagem: NASA, ESA, CSA, Stsci, Danny Milisavljevic (Universidade de Purdue), Ilse de Looze (Ughent), Tea Temim (Universidade de Princeton))
As observações de Chandra, combinadas com a modelagem, estão dando aos astrofísicos uma olhada dentro da estrela durante seus momentos finais antes do colapso.
“Nossa pesquisa mostra que, pouco antes da estrela em Cas, desabou, parte de uma camada interna com grandes quantidades de silício viajou para fora e invadiu uma camada vizinha com muito neon”, disse o co-autor Kai Matsunaga, da Universidade de Kyoto, no Japão. “Este é um evento violento em que a barreira entre essas duas camadas desaparece”.
Os resultados foram duplos. O materials rico em silício viajou para fora, enquanto o materials rico em neon viajava para dentro. Isso criou uma mistura não homogênea dos elementos, e pequenas regiões ricas em silício foram encontradas perto de pequenas regiões ricas em neon.
Distribuição elementar não homogênea no CAS A observada por Chandra. A diferença na proporção de mistura das cores azul e verde mostra claramente a composição diferente na ejeta rica em O. O vermelho, o verde e o azul incluem emissão em faixas de energia de 6,54 a 6,92 keV (Fe Heα), 1,76-1,94 keV (SI HEα) e 0,60-0,85 keV (linhas O), respectivamente. Os ejetos destacados em vermelho e verde são produtos de nucleossíntese explosiva, enquanto os ejetos em verde azul e esmeralda refletem nucleossíntese estelar. Os círculos nos pequenos painéis são regiões ricas em O usadas para análise espectral. As regiões de alta e baixa intensidade de raios X na banda Si são indicadas pelos círculos magenta e ciano, respectivamente. (Crédito da imagem: Toshiki Sato et al., 2025; CC por 4.0)
Isso faz parte do que os pesquisadores chamam de ‘fusão da concha’. Eles dizem que é a fase ultimate da atividade estelar. É uma queima intensa, onde a concha queimação de oxigênio engole o carbono externo e a concha queima de neon profundamente dentro do inside da estrela. Isso acontece apenas momentos antes que a estrela exploda como uma supernova. “Na violenta camada convectiva criada pela fusão da concha, NE, que é abundante na camada estelar rica em O, é queimada à medida que é puxada para dentro, e o SI, que é sintetizado no inside, é transportado para fora”, explicam os autores em sua pesquisa.
Esse esquema mostra o inside de uma estrela enorme no processo de uma ‘fusão da concha’. Ele mostra as plumas descendentes do materials rico em neon e as plumas ascendentes do materials rico em silício. (Crédito da imagem: Toshiki Sato et al., 2025; CC por 4.0)
As regiões misturadas ricas em silício e ricas em neon são evidências desse processo. Os autores explicam que o silício e o neon não se misturaram com os outros elementos imediatamente antes ou imediatamente após a explosão. Embora os modelos astrofísicos tenham previsto isso, nunca foi observado antes. “Nossos resultados fornecem a primeira evidência observacional de que o processo ultimate de queima estelar altera rapidamente a estrutura interna, deixando uma assimetria pré-supernova”, explicam os pesquisadores em seu artigo.
Durante décadas, os astrofísicos pensaram que as explosões de SN eram simétricas. As primeiras observações apoiaram a idéia, e a idéia básica por trás das supernovas do colapso principal também apoiava a simetria. Mas esta pesquisa muda o entendimento elementary das explosões de supernova como assimétricas. “A coexistência de regiões ejetas compactas nos regimes” ricos em O-/ne-ricos “e” ricos em “O-/Si” implica que a fusão não homogeneizou completamente a camada rica em O antes do colapso, deixando para trás os pesquisadores com composição e os pesquisadores conclusões.
Essa assimetria também pode explicar como as estrelas de nêutrons deixaram para trás recebem seu chute de aceleração e levam a Estrelas de nêutrons de alta velocidade.
Esses momentos finais na vida de uma supernova também podem desencadear a própria explosão, segundo os autores. A turbulência criada pela turbulência interna pode ter ajudado a explosão da estrela.
“Talvez o efeito mais importante dessa mudança na estrutura da estrela seja que ela pode ter ajudado a desencadear a própria explosão”, disse o co-autor Hiroyuki Uchida também da Universidade de Kyoto. “Essa atividade interna ultimate de uma estrela pode mudar seu destino – se ela brilhará como uma supernova ou não”.
“Durante muito tempo na história da astronomia, foi um sonho estudar a estrutura interna das estrelas”, escrevem os pesquisadores na conclusão de seu artigo. Esta pesquisa deu aos astrofísicos um vislumbre crítico dos momentos finais de uma estrela progenitora antes da explosão. “Este momento não apenas tem um impacto significativo no destino de uma estrela, mas também cria uma explosão mais assimétrica de supernova”, concluem.
