Explosão de raios gama distante revela possíveis segredos das primeiras estrelas

Nesta impressão artística da explosão de raios gama GRB 130925A, um feixe de gás aquecido emite raios-X (vermelho) envolvendo um jato de partículas (branco) ejetado a partir da superfície da estrela em velocidades relativísticas (próximas à da luz). A fonte pode ter sido uma supergigante azul de baixa metalicidade [1], uma estrela similar as primeiras estrelas do universo. Créditos: NASA/Swift/A. Simonnet, Sonoma State Univ.

Depois de analisarem, em 2013, uma explosão de radiação de alta energia e longa duração, astrônomos julgam terem encontrado características similares as originadas em explosões das primeiras estrelas do Universo. Se esta interpretação estiver correta, a explosão valida ideias sobre uma classe recentemente identificada de erupção de raios-gama (GRB, ou “Gamma-Ray Burst“) e servirá como um padrão de referência para que os observatórios no futuro a comparem com explosões efetivas causadas pelos atos finais das primeiras estrelas, ainda a serem observadas.

O cientista Luigi Piro, diretor de pesquisa do Instituto para Astrofísica Espacial e Planetologia em Roma, uma divisão do Instituto Nacional de Astrofísica da Itália, comentou:

Um dos grandes desafios da astrofísica moderna tem sido a busca por identificar a primeira geração de estrelas formadas no Universo, chamadas de estrelas da População III. Este evento importante nos leva a mais um passo nesta direção.

Os GRBs são as mais luminosas explosões do Universo. As GRBs emitem enormes quantidades de raios-gama (a forma mais poderosa de radiação) e raios-X, produzindo brilhos remanescentes que desaparecem rapidamente e que podem ser observados nos comprimentos de onda da luz visível, no infravermelho e também no rádio. Em geral, o satélite Swift da NASA, o Telescópio Espacial de Raios-Gama Fermi e outros observatórios detectam aproximadamente uma média de um GRB por dia.

Pouco depois das 12:11 a.m. EDT no dia 25 de Setembro de 2013, o telescópio de alerta do Swift avistou um pico de raios-gama originado de uma fonte residente na constelação da Fornalha (Fornax). Através do sistema, o Swift alertou automaticamente outros observatórios espalhados pelo globo sobre esta nova erupção (GRB 130925A) estava em andamento e apontou o seu telescópio de raios-X na direção da fonte. Outros três satélites detectaram a crescente onda de radiação altamente energética:

1. O observatório espacial de raios gama Fermi da NASA;
2. O instrumento russo Konus a bordo da sonda Wind da NASA;
3. O observatório INTEGRAL da ESA.

A explosão foi eventualmente localizada em uma galáxia tão distante que a sua luz teve que viajar durante 3,9 bilhões de anos para chegar a nós.

Os astrônomos têm observado milhares de GRBs ao longo das últimas cinco décadas. Até recentemente, estes fenômenos estavam classificados em dois grupos, os curtos e os longos, com base na duração do sinal de raios-gama. As erupções curtas, com a duração de apenas dois segundos ou menos, representem a fusão de objetos compactos em um sistema binário, em que os suspeitos mais prováveis são as estrelas de nêutrons e os buracos negros. Os GRBs de longa duração podem permanecer ativos alguns segundos a vários minutos, com durações típicas entre 20 e 50 segundos. Os cientistas julgam que estes eventos estejam associados com o colapso de uma estrela com muitas vezes a massa do Sol que resultou no nascimento de um novo buraco negro.

Paradoxalmente, a GRB 130925A produziu raios-gama durante 1,9 horas, uma duração mais de cem vezes superior à de um típico GRB de longa duração. As observações do telescópio de raios-X do Swift revelaram um brilho remanescente intenso e altamente variável que exibiu fortes erupções durante seis horas, após as quais começou finalmente a se esvanecer, como é usualmente visto nos GRBs longos.

Eleonora Troja, pesquisadora do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Maryland, EUA, membro da equipe do estudo, esclareceu:

A GRB 130925A é um membro de uma classe rara e recentemente reconhecida que chamamos de erupções ultralongas. Mas o que realmente o distingue é o seu brilho incomum nos raios-X, que nos fornece o caso mais notável, até hoje, de que os GRBs ultralongos vêm das estrelas supergigantes azuis.

GRBs longos e as estrelas de Wolf-Rayet

Os astrônomos pensam que as estrelas Wolf-Rayet explicam melhor a origem dos GRBs longos. Com mais de 25 vezes a massa do Sol, Wolf-Rayet são tão quentes que expulsam os seus invólucros exteriores de hidrogênio sob a forma de ventos estelares. Quando colapsam, a atmosfera exterior da estrela (o invólucro original de hidrogênio) se tornou essencialmente nula e o seu tamanho físico é comparável ao do Sol, embora muito mais massiva. Forma-se um buraco negro no núcleo da estrela e a matéria que cai na sua direção alimenta os jatos que a “escavam”. Os jatos continuam a operar durante algumas dezenas de segundos, a escala de tempo dos GRBs longos.

GRBs ultralongos e as supergigantes azuis

Uma vez que os GRBs ultralongos duram centenas de vezes mais tempo, a estrela progenitora deve ter um tamanho físico correspondentemente maior. O suspeito mais provável, dizem os astrônomos, é uma supergigante azul, uma estrela quente com cerca de 20 vezes a massa do Sol, que mantém a sua profunda atmosfera de hidrogênio, atingindo 100 vezes o diâmetro da nossa estrela. Melhor ainda, as supergigantes azuis que contêm apenas uma pequena fração de elementos mais pesados que o hélio (considerado como metais [1] no meio astronômico), podem ser substancialmente mais massivas. O conteúdo metálico de uma estrela controla a força do seu vento estelar e este, por sua vez, determina quanto da sua atmosfera de hidrogênio se manterá antes do colapso. Para as maiores supergigantes azuis, o revestimento de hidrogênio demoraria horas para ser absorvido pelo buraco negro, proporcionando uma fonte de combustível sustentável para alimentar as GRBs ultralongas.

Na publicação de 10 de julho da revista The Astrophysical Journal Letters, os cientistas realçam que as observações das ondas de rádio remanescentes do GRB mostram uma intensidade quase constante ao longo de um período de quatro meses. Este declínio extremamente lento sugere que a onda de choque da erupção provavelmente se moveu pelo espaço essencialmente desimpedida, o que significa que o ambiente em torno da estrela estava em grande parte livre do material expelido pelos ventos estelares.

A longa duração da erupção na frequência dos raios-X provou ser uma característica mais difícil de se explicar, tornando-se necessárias as observações em esforço conjunto do Swift, do Observatório de raios-X Chandra da NASA e do satélite XMM-Newton da ESA. À medida que os jatos altamente energéticos escavam a estrela em colapso, as suas frentes colidem com gás estelar mais frio e o aquecem. Este gás flui para baixo dos lados do jato, envolvendo-o em uma “capa” quente de raios-X. Dado que o jato viaja uma distância maior dentro das supergigantes azuis, este casulo torna-se mais massivo do que é possível encontrar em uma estrela Wolf-Rayet. Embora o casulo cresça rapidamente à medida que sai da estrela, as evidências de raios-X indicam que este permaneceu intacto. Assim, os cientistas sugerem que os campos magnéticos podem ter suprimido o fluxo de gás quente em todo o casulo, mantendo-o confinado perto do jato.

Piro disse:

Esta é a primeira vez que detectamos este componente térmico do casulo, provavelmente porque todas as outras erupções ultralongas conhecidas ocorreram em distâncias ainda maiores.

Uma supergigante azul, aqui ilustrada, pode ser a fonte provável das explosões de raios gama ultralongas, tais como a GRB 130925A, que durou horas. Estas massivas estrelas atingem tamanhos grandes como a órbita de Júpiter. Créditos: NASA’s Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger

Os astrônomos concluíram que a melhor explicação para as propriedades incomuns da GRB 130925A é que anunciou a morte de uma supergigante azul pobre em conteúdos metálicos, um modelo que, sugerem, provavelmente caracteriza toda a classe ultralonga de explosões de raios gama.

As estrelas fabricam elementos pesados ao longo da sua vida e durante as suas fases finais em explosões de supernova e GRBs. Cada geração enriquece o gás interestelar com uma proporção maior de metais [1], mas o processo não é uniforme e as galáxias pobres em metais [1] ainda existem nas proximidades. Ao olharmos para mais longe no Universo, significa que estamos a olhar mais profundamente no passado, para as primeiras gerações estelares que se formaram a partir de gases pobres em metais. Os astrônomos pensam que as estrelas da População III terminaram as suas vidas como supergigantes azuis, e assim a GRB 130925A pode vir a ser um análogo próximo e valioso para fenômenos que podemos um dia detectar nas estrelas mais distantes primordiais do Universo.

Notas

[1] Metalicidade: Em astronomia e cosmologia física, a metalicidade (também chamada Z) de um objeto é a proporção da sua matéria constituída de elementos químicos diferentes do hidrogênio e hélio. Como as estrelas, que se constituem na maior parte da matéria visível do universo, são compostas principalmente de hidrogênio e hélio, os astrônomos usam por conveniência o termo genérico “metal” para descrever todos os outros elementos coletivamente. Assim, uma nebulosa rica em carbono, nitrogênio, oxigênio e neônio seria “rica em metais” em termos astrofísicos, embora esses elementos sejam não-metais na química usual. Este termo não deve ser confundido com a definição ordinária de “metal”, uma vez que ligações metálicas são impossíveis no interior de estrelas e as ligações químicas mais fortes só são possíveis nas camadas externas de estrelas frias tipos K e M. A química normal, portanto, tem pequena ou nenhuma relevância no interior estelar.

A metalicidade de um objeto astronômico pode fornecer uma indicação da sua idade. De acordo com a teoria do Big Bang, quando da criação do universo ele consistia quase que inteiramente de hidrogênio, o qual, pela nucleossíntese primordial, criou uma grande proporção de hélio e apenas traços de lítio e berílio e nenhum elemento mais pesado que estes quatro. Portanto, as estrelas mais antigas têm metalicidades menores do que as estrelas mais jovens, como o nosso Sol.

[2] As estrelas da População III ou isentas de metal são uma hipotética população extinta de estrelas extremamente massivas e quentes, com virtualmente nenhum metal superficial, com exceção de uma pequena quantidade de metais formados no Big Bang, como o lítio-7. Acredita-se que essas estrelas tenham se criado no início do Universo. Sua existência é inferida pela cosmologia, mas elas ainda não foram observadas diretamente. Evidência indireta para a sua existência foi encontrada numa galáxia com lente gravitacional, em uma parte muito distante do universo. Acredita-se também que elas sejam componentes de galáxias azuis fracas. Sua existência é proposta para justificar o fato de que os elementos pesados, que não poderiam ter sido criados no Big Bang, são observados em espectros de emissão de quasares, bem como para a existência de galáxias azuis fracas. Acredita-se que essas estrelas tenham passado por um período de reionização. Acredita-se que UDFy-38135539, uma galáxia recentemente descoberta, tenha sido parte deste processo. Leia mais aqui: Censo Demográfico da Via Láctea – População III 

Fonte

NASA: Out of An Hours-long Explosion, A Stand-In For The First Stars

Artigos Científicos

• ESA press release: “Bizarre Nearby Blast Mimics Universe’s Most Ancient Stars”
• “Dying Supergiant Stars Implicated in Hours-long Gamma-Ray Bursts” (04.16.2013)

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