Quando uma estrela massiva chega ao fim de sua vida, seu núcleo pode entrar em colapso e desencadear um dos fenômenos mais violentos do Universo.
Mas nem todas essas estrelas têm o mesmo destino.
Algumas conseguem produzir uma explosão de supernova e deixam um objeto compacto. Outras continuam colapsando e acabam formando um buraco negro, às vezes sem uma explosão brilhante que possamos observar.
Prever qual desses caminhos uma determinada estrela seguirá continua sendo um dos grandes problemas da astrofísica estelar.
Agora, uma pesquisa da Universidade de Copenhague indica que uma parte importante dessa resposta pode estar em partículas extremamente difíceis de detectar: os neutrinos.
Simulações do colapso de 195 estrelas mostram que a conversão entre diferentes tipos de neutrinos pode modificar significativamente a capacidade de uma estrela explodir, principalmente entre progenitores com 16 e 30 vezes a massa do Sol.
Em alguns casos simulados, incluir esse processo foi suficiente para mudar o resultado entre uma explosão e um colapso que termina em um buraco negro.
O estudo, realizado por Mariam Gogilashvili e Irene Tamborra, do Instituto Niels Bohr, foi publicado na revista Physical Review D.
Para entender por que isso é importante, é preciso olhar para os primeiros instantes do colapso.
Quando uma estrela massiva esgota o combustível necessário para sustentar as reações nucleares em seu núcleo, a pressão deixa de ser suficiente para resistir à gravidade.
O núcleo então colapsa rapidamente.
A matéria é comprimida a densidades extraordinárias e o colapso acaba produzindo uma onda de choque.
O problema é que essa onda de choque perde energia e pode parar antes de conseguir atravessar as camadas externas da estrela.
É nesse momento que os neutrinos assumem um papel fundamental.
Uma quantidade enorme dessas partículas é produzida durante o colapso. Parte da energia transportada por elas pode ser depositada atrás da onda de choque, aquecendo o material e ajudando a reativá-la.
Se esse processo for suficientemente eficiente, a onda de choque pode voltar a avançar e contribuir para a explosão da estrela.
Se não for, o colapso pode continuar e favorecer a formação de um buraco negro.
Por isso, pequenas mudanças na maneira como os neutrinos transportam e transferem energia podem ter consequências enormes para o destino da estrela.
Existem três sabores conhecidos de neutrinos: neutrino do elétron, neutrino do múon e neutrino do tau.
Esses sabores não são permanentes.
Por causa de uma propriedade da física dos neutrinos, uma partícula produzida em determinado sabor pode posteriormente ser detectada como outro.
Esse fenômeno é conhecido como oscilação ou conversão de sabor de neutrinos.
Dentro de uma estrela em colapso, a situação se torna especialmente complexa porque existe uma enorme quantidade de neutrinos interagindo com um ambiente extremamente denso.
E o sabor importa porque os diferentes tipos de neutrinos não interagem da mesma maneira com a matéria estelar.
Alterar a distribuição dos sabores pode, portanto, modificar a quantidade de energia depositada nas diferentes regiões ao redor do núcleo.
Até agora, incorporar detalhadamente toda essa física às simulações de supernovas tem sido um desafio computacional enorme.
Gogilashvili e Tamborra decidiram investigar o que acontece quando esse efeito é incluído de maneira simplificada.
As pesquisadoras simularam o colapso de 195 estrelas progenitoras, com massas iniciais entre 9 e 120 vezes a massa do Sol.
Em seguida, compararam os resultados obtidos sem conversão de sabor com diferentes cenários nos quais essa transformação dos neutrinos poderia ocorrer.
A ideia era verificar se mudar a composição de sabores alteraria a quantidade de energia disponível para sustentar a explosão.
E alterou.
Quando as pesquisadoras colocaram os resultados lado a lado, algumas estrelas que explodiam em determinado cenário deixavam de explodir quando a conversão era introduzida.
Em outras situações, acontecia o contrário.
A conversão de sabor podia favorecer ou dificultar a explosão dependendo das condições em que ocorria.
Isso significa que não existe uma regra simples do tipo “conversão de sabor produz buracos negros”.
O efeito depende de onde dentro da estrela essa conversão acontece e de como ela altera o aquecimento e o resfriamento produzidos pelos neutrinos.
Embora alterações tenham aparecido em diferentes modelos, o novo estudo encontrou um efeito particularmente significativo entre estrelas progenitoras com aproximadamente 16 a 30 massas solares.
Nessa faixa, incluir a conversão de sabor mudou de maneira substancial quais estrelas explodiram e quais continuaram o colapso.
O efeito também alterou a distribuição prevista das massas dos objetos compactos deixados após esses eventos.
Isso é importante porque estrelas com a mesma massa inicial não necessariamente possuem estruturas internas iguais quando chegam ao fim da vida.
A distribuição de densidade, a composição química e a estrutura das diferentes camadas podem mudar a maneira como o colapso ocorre.
Por isso, a massa inicial da estrela, sozinha, não determina seu destino.
O novo trabalho acrescenta outro elemento à equação: o comportamento dos neutrinos durante o colapso.
Uma das consequências mais interessantes aparece quando os resultados são comparados com observações do Universo.
Há uma diferença conhecida entre a quantidade de estrelas massivas que deveriam terminar suas vidas e a taxa de supernovas de colapso do núcleo que realmente observamos.
Esse é chamado de problema da taxa de supernovas.
Uma possível explicação é que parte das estrelas massivas forme buracos negros sem produzir uma supernova opticamente brilhante.
São as chamadas supernovas fracassadas.
Nesse caso, uma estrela poderia simplesmente diminuir drasticamente de brilho ou desaparecer das observações enquanto seu núcleo colapsa para formar um buraco negro.
As novas simulações mostram que incluir a conversão de sabor dos neutrinos aumenta a fração prevista desses colapsos fracassados em determinados cenários, ajudando a reduzir a discrepância entre teoria e observação.
Existe ainda o chamado problema das supergigantes vermelhas.
Astrônomos conseguiram identificar estrelas progenitoras em imagens obtidas antes de algumas explosões de supernova.
Essas observações revelaram uma aparente escassez de progenitoras supergigantes vermelhas de maior massa em comparação com aquilo que seria esperado a partir da população estelar.
Uma possibilidade é que algumas dessas estrelas mais massivas estejam terminando suas vidas como supernovas fracassadas e formando buracos negros sem produzir uma explosão óptica convencional.
Segundo Gogilashvili e Tamborra, a alteração na capacidade de explosão provocada pela conversão de sabor dos neutrinos pode ajudar a aliviar também essa discrepância.
O modelo ainda produziu mudanças na distribuição das massas das estrelas de nêutrons, aproximando as previsões da população observada de estrelas de nêutrons de baixa massa.
Há uma limitação importante.
As pesquisadoras não simularam completamente toda a física da conversão de sabor de neutrinos dentro das 195 estrelas.
O estudo utiliza um tratamento esquemático desse processo.
Essa escolha permite investigar sistematicamente centenas de progenitores, algo que seria computacionalmente muito mais difícil utilizando uma descrição completa da evolução dos neutrinos.
Em um trabalho relacionado publicado em agosto, as mesmas pesquisadoras estudaram com maior detalhe um conjunto menor de estrelas e encontraram novamente que a conversão pode tanto aumentar quanto diminuir a capacidade de explosão, dependendo da região em que ocorre.
Portanto, o resultado não significa que agora seja possível observar a massa de uma estrela e prever seu destino apenas conhecendo o comportamento de seus neutrinos.
Ele mostra algo mais fundamental: modelos que ignoram completamente a conversão de sabor podem estar deixando de fora uma peça importante da física das supernovas.
Neutrinos são extremamente difíceis de detectar porque interagem muito pouco com a matéria.
Bilhões deles atravessam nosso corpo constantemente sem produzir qualquer efeito perceptível.
Mas no núcleo extremamente denso de uma estrela em colapso, essas partículas carregam uma quantidade enorme de energia.
A possibilidade de que mudanças entre seus diferentes sabores possam alterar o resultado de uma explosão mostra como processos que acontecem em escalas subatômicas podem influenciar acontecimentos em escalas estelares.
E isso tem consequências que vão além da formação de estrelas de nêutrons e buracos negros.
Supernovas espalham pelo espaço elementos produzidos durante a evolução das estrelas e durante a própria explosão. Esse material participa posteriormente da formação de novas estrelas, planetas e sistemas planetários.
Entender quais estrelas explodem e quais colapsam diretamente também ajuda, portanto, a compreender como a matéria é reciclada e enriquecida ao longo da evolução das galáxias.
Por enquanto, as novas simulações não encerram o mistério sobre o destino das estrelas massivas.
Mas indicam que uma das peças que faltavam pode estar escondida justamente nas partículas que quase nunca conseguimos ver.
Sobre a Imagem: Uma nova imagem em alta definição da NIRCam (Câmera de Infravermelho Próximo) do Telescópio Espacial James Webb da NASA revela detalhes complexos do remanescente de supernova Cassiopeia A (Cas A) e mostra a expansão da camada de material colidindo com o gás expelido pela estrela antes de sua explosão.
Créditos da Imagem: NASA, ESA, CSA, STScI, Danny Milisavljevic (Universidade Purdue), Ilse De Looze (Universidade de Uganda em Henton), Tea Temim (Universidade de Princeton).
Artigo Ciêntifico: https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/pz3y-3lv5