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Imagem da Nova Cygni 1992 obtida em 1994 com a Faint Object Camera, da ESA, acoplada ao Telescópio Espacial Hubble, da NASA. Nova Cygni 1992, que está a 10430 anos-luz da Terra, na constelação do Cisne, explodiu em 19 de fevereiro de 1992, e a imagem mostra o anel de matéria ejetada na explosão, a esquerda e a direita a Nebulosa do Carangueijo, os restos da Supernova 1054.
Algumas estrelas aumentam sua luminosidade rapidamente, devido ao início de reações termonucleares descontroladas ( runaway): as novas e as supernovas. Existem registros históricos de supernovas desde 1300 a.C., mas as mais bem conhecidas são a da Nebulosa do Caranguejo (SN1054), a SN1572, a SN1604 e a SN1987A. Nessa nomenclatura, as iniciais SN indicam supernova, e o número que segue é o ano da descoberta. A SN1054 foi observada pelos chineses; a SN1572 foi observada por Tycho Brahe, na constelação da Cassiopéia, e foi mais brilhante que Vênus, atingindo magnitude aparente -4; a SN1604 foi observada por Johannes Kepler, na constelação da Serpente, atingindo magnitude aparente -3; e finalmente a SN1987A descoberta por Ian Shelton em 23 Fev 1987, atingindo magnitude aparente 3, na Grande Nuvem de Magalhães (d=50 kpc, m-M=18,54±0,13), a primeira visível a olho nu desde 1604, foi observada por um grande número de astrônomos profissionais e amadores e foi o resultado da explosão da supergigante azul Sanduleak -69° 202.
Imagem da SN1987A dois meses depois da explosão (esquerda) e da estrela progenitora, Sanduleak -69° 202 (direita).
As novas ocorrem em anãs brancas que fazem parte de sistemas binários, em que há transferência de massa da companheira para a anã branca. A maior parte dos sistemas em que novas ocorrem têm período orbital pequeno, algumas vezes até de horas. Nestes sistemas ocorre transferência de massa devido ao preenchimento do lóbulo de Roche da estrela de maior raio, e na maior parte das vezes de menor massa. O lóbulo de Roche delimita o volume em volta de um objeto dentro do qual a matéria está gravitacionalmente ligada a ele. Como a matéria tem momentum angular, ela forma um disco de acresção em volta da anã branca. A acresção se dá devido à viscosidade no disco, que faz parte da matéria espiralar até a atmosfera da anã branca.
Aproximadamente 50 novas ocorrem por ano em galáxias massivas como a Via Láctea. O primeiro espectro de uma nova foi obtido em 12 de maio de 1868 por William Huggins (1824-1910) de T Coronae Borealis, mostrando as linhas de H , H e H em emissão. As camadas ejetadas têm velocidade de 500 a 2000 km/s e massas de a , correspondendo a energias cinéticas de a ergs, e muitas são recorrentes. A explosão se dá porque a anã branca, normalmente tão fria que não consegue manter reações termonucleares, mas ao acumular matéria da companheira na razão de a , atinge densidades e temperaturas suficientes para queimar o hidrogênio acretado. A queima se dá em uma camada ( shell), em condições termicamente instáveis, pelo processo CNO.
Já as supernovas, muito mais raras, têm energia cinética da ordem de a ergs, luminosidades de a , aumento de brilho em poucos dias e decréscimo em centenas de dias. O primeiro espectro de uma supernova foi obtido em 1885 pelo alemão Hermann Carl Vogel (1841-1907), de S Andromedae, três dias antes do espectro obtido pelo húngaro Nicholas von Konkoly (Miklós Konkoly Thege, 1842-1916).
Diferentes curvas de luz para diferentes tipos de supernovas.
Em galáxias espirais massivas, ocorre aproximadamente 1 SN Tipo I a cada 100 anos, e 1 SN Tipo II a cada 30 anos. As supernovas tipo II ocorrem por implosão do núcleo em estrelas massivas e são observadas somente nos braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares, onde há formação estelar recente, já que as estrelas massivas evoluem rapidamente. São um pouco menos luminosas do que as tipo I.
As supernovas tipo I ocorrem tanto em galáxias espirais quanto em elípticas. Recentemente algumas SN Tipo I e, portanto, sem linhas de hidrogênio, foram descobertas nas vizinhanças de regiões HII e em braços espirais, e receberam a denominação de tipo Ib, enquanto as tipo I clássicas são chamadas de Tipo Ia. As supernovas de tipo Ia, que são associadas com a queima explosiva do carbono, ocorrem em sistemas binários, quando uma estrela anã branca com massa próxima à massa de Chandrasekhar recebe massa da companheira, que preenche seu lóbulo de Roche por expansão devido à evolução. As SNIa podem ser originárias da coalescência de duas anãs brancas. Sua curva de luz é tão similar de supernova para supernova, que as SN Tipo Ia são utilizadas como indicadores de distâncias das galáxias.
SN I e II
A explosão das supernovas em geral se dá por ignição explosiva do carbono, para estrelas de massa intermediária (cerca de 10 a 11 ), ou por colapso gravitacional, para as estrelas massivas. Para as estrelas de massa pequena e intermediária, a emissão de neutrinos no núcleo degenerado remove energia térmica suficiente para inibir a ignição do carbono, até que a perda de massa no ramo das gigantes e ramo assintótico seja suficiente para a estrela tornar-se uma anã branca, ou que seu núcleo atinja a massa máxima para uma anã branca. Se a estrela tornou-se uma anã branca, seu núcleo deve ser rico em carbono. Se a anã branca acreta massa de uma binária companheira a taxas tão altas para que explosões como nova não ocorram, então a ignição do carbono ocorrerá em um gás altamente degenerado ( a ). O mesmo ocorre quando uma AGB acreta massa ao núcleo degenerado pela queima do He em uma camada. Nestas condições a pressão do gás é praticamente independente da temperatura e, conseqüentemente, o aquecimento do núcleo não causa a expansão e subsequente esfriamento do núcleo. Embora a emissão de neutrinos esfrie o núcleo, a taxa de reação para a queima do carbono é tão sensível à temperatura que a queima de carbono aumenta até uma explosão descontrolada. Como conseqüência da alta taxa de queima de carbono, a temperatura torna-se alta o suficiente para a queima quase simultânea do oxigênio e do silício, sintetizando 56Ni e 56Co, que são transformados em 56Fe. A energia liberada pelas reações nucleares ( ergs) torna-se maior do que a energia de ligação gravitacional do núcleo degenerado ( ergs), e a estrela é totalmente dispersada no espaço.
Estrelas mais massivas que cerca de 11 queimam o carbono, o oxigênio e o silício - em núcleo não degenerado - e seus núcleos são formados por elementos do grupo do ferro quando, mais tarde, se inicia o colapso gravitacional. Quando o colapso se inicia, a massa do núcleo é da ordem de 1,5 , independente da massa total da estrela. Antes do colapso, zonas de convecção extensas durante a queima do carbono, oxigênio e silício homogeneizaram a composição química do núcleo. No núcleo de uma estrela com 15 , o colapso se inicia quando a densidade central é da ordem de e a temperatura central da ordem de K e a pressão é mantida por elétrons degenerados e relativísticos. Com a contração do núcleo, a foto-dissociação parcial dos elementos do grupo do ferro se inicia,
Uma supernova tipo Ia ocorre quando a massa acrescida de uma binária próxima faz com que a massa do núcleo degenerado supere a massa de Chandrasekhar. Nesse momento, ocorre uma detonação em uma camada acima do núcleo, pois a parte central é resfriada pela emissão de neutrinos. A detonação se move para dentro e para fora, rompendo a estrela.
já que o núcleo que colapsa tem uma massa de 1,4 o raio da ordem do da Terra. O envelope acima do núcleo tem uma energia gravitacional da ordem de
Quando o núcleo se aproxima de densidades nucleares e os nucleons se juntam em um enorme núcleo, a parte repulsiva da força forte resiste à compressão. Nos modelos, depois de um milisegundo do colapso, os efeitos da repulsão nuclear tornam-se evidentes e uma onda de choque começa a se propagar para fora. Após percorrer cerca de 1,1 , este choque perdeu a maior parte de sua velocidade, pois os neutrinos produzidos nestas camadas escapam, retirando do choque sua energia. A onde de choque se transforma então em uma onda de acresção. Existem modelos com rebote desta onda de acresção. Embora na natureza ocorra tanto a formação de buracos negros por acresção ao núcleo quanto ejeção explosiva de matéria, uma compreensão completa dos dois casos ainda não foi obtida ( Wolfgang Hillebrandt & Jens C. Niemeyer, "Type IA Supernova Explosion Models", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2000, Vol. 38: 191-230).
Uma supernova SN II normal libera cerca de 1051 ergs em energia cinética, a massa de Fe é de cera de 0,1 , independentemente da massa da progenitora, mas a massa transformada em elementos α: O, Ne, Mg. Si, S, Ar, Ca e Ti são maiores para as estrelas mais massivas, porque provêm de um manto maior.
Imagem obtida com o VLT do ESO da SN 2003dh, associada ao GRB 030329, nos dias 3 de abril de 2003 (direita) e 1 de maio de 2003 (esquerda)
estrela supergigante azul O9.7Iab HD226868, com 40±5 massas solares,
orbitando uma massa de cerca de (10±3) massas solares, invisível no ótico,
com período de 5,5 dias:
Esta companheira compacta é muito mais massiva que o maior limite teórico, de 4,3 massas solares, de uma estrela de nêutrons. Cygnus X-1 é a mais brilhante fonte de raios X duros (E>20 keV) persistente, e está a cerca de 2500 pc (8000 anos-luz).