Uma supernova éum final brilhante para uma estrela gigante. Por um breve momento do tempo ca³smico, uma estrela faz um último esfora§o para continuar brilhando, apenas para desaparecer e colapsar sobre si mesma. O resultado final éuma estrela de naªutrons ou um buraco negro de massa estelar. Geralmente pensamos que todas as estrelas acima de cerca de 10 massas solares terminara£o como uma supernova, mas um novo estudo sugere que não éo caso.

Ao contra¡rio das famosas supernovas Tipo Ia, que podem ser causadas pela fusão ou interação de duas estrelas, as estrelas grandes passam pelo que éconhecido como supernova de colapso do núcleo. As estrelas sobrevivem por meio de um equila­brio de calor e pressão contra a gravidade. Amedida que mais elementos são fundidos, uma grande estrela deve gerar calor ao fundir elementos cada vez mais pesados. Eventualmente, isso forma uma camada de regiaµes onde diferentes elementos são fundidos. Mas essa corrente são pode ser carregada atéo ferro. Depois disso, fundir elementos mais pesados ​​gasta energia em vez de libera¡-la. Então, o núcleo entra em colapso, criando uma onda de choque que dilacera a estrela.

Em modelos de grandes estrelas moribundas, supernovas de colapso do núcleo ocorrem para estrelas acima de nove a 10 massas solares , atécerca de 40 a 50 massas solares. Acima dessa massa, as estrelas são tão massivas que provavelmente entram em colapso em um buraco negro diretamente, sem se tornar uma supernova. Estrelas extremamente massivas , da ordem de 150 massas solares ou mais, podem explodir como uma hipernova. Essas feras não explodem por causa do colapso do núcleo, mas sim por um efeito conhecido como instabilidade do par, onde fa³tons em colisão criados no núcleo criam pares de elanãtrons e pa³sitrons.

Este novo estudo sugere que o limite superior de massa para supernovas de colapso do núcleo pode ser muito menor do que pensa¡vamos. A equipe analisou a abunda¢ncia elementar de um par de gala¡xias em colisão conhecidas como Arp 299. Como as gala¡xias estãoem processo de colisão, a regia£o éum viveiro de supernovas. Como resultado, a abunda¢ncia elemental de Arp 299 deve ser amplamente dependente dos elementos lana§ados em explosaµes de supernova. Eles mediram a proporção de abunda¢ncia de ferro para oxigaªnio e a proporção de neon e magnanãsio para oxigaªnio. Eles descobriram que as relações Ne / O e Mg / O eram semelhantes a s do sol, enquanto a relação Fe / O era muito mais baixa do que os na­veis solares. O ferro élana§ado no universo de forma mais eficiente por grandes supernovas.

As proporções que a equipe observou não combinavam com os modelos de colapso do núcleo padra£o, mas eles descobriram que os dados combinavam bem com os modelos de supernova se vocêexclua­sse qualquer supernova em cerca de 23 a 27 massas solares. Em outras palavras, se as estrelas colapsam em buracos negros acima de cerca de 27 massas solares, então os modelos e as observações concordam.

Este trabalho não prova conclusivamente que o limite superior de massa para supernovas émenor do que pensa¡vamos. Tambanãm épossí­vel que as supernovas produzam na­veis mais altos de neon e magnanãsio do que os modelos prevaªem. De qualquer maneira, estãoclaro que ainda temos muito que aprender sobre os últimos suspiros de morte de grandes estrelas .