TOMO XX - AS SEMEADORAS DO UNIVERSO

Como se formam os elementos intermediários no centro das estrelas

Curiosamente, foi Fred Hoyle, o adversário mais ferrenho do modelo do Big Bang, que comentou que todo o hélio que existe hoje não poderia ter sido gerado nas estrelas. Como ele mostrou, se isso fosse verdade, a energia liberada na formação desses núcleos de hélio faria com que nossa galáxia fosse 10 vezes mais brilhante do que são atualmente.

O Big Bang só produziu o hidrogênio, o hélio e uma minúscula quantidade de lítio. Com o rápido resfriamento do universo em expansão, não houve tempo nem condições para a síntese dos outros elementos. Mas, é claro que eles existem. Núcleos de elementos só podem ser produzidos em locais muito quentes e densos. 

No universo depois do Big Bang os únicos lugares com tais características são os centros das estrelas. De fato, as evidências espectroscópicas colhidas pelos astrofísicos mostram que os núcleos dos elementos são rotineiramente produzidos nas estrelas.

As estrelas de pouca massa como o Sol, formadas de hidrogênio e hélio, sob condições de massa e temperatura do seu centro possibilitaram a formação de átomos mais complexos como carbono, nitrogênio, silício e até o ferro. 

Tais elementos mais complexos permaneceram nos centros estelares e, mesmo que estas se tornassem gigantes vermelhas e então sucumbissem, mantinham em seu núcleo confinado tais elementos.

Só na explosão de uma supernova é que os átomos complexos se dispersam pelo espaço, juntando-se as nuvens de gás no universo como partículas de poeira. As estrelas oriundas destas nuvens são chamadas de estrelas de segunda geração como o Sol.

O processo de formação de elementos até o Ferro

É que existem outros processos, além da captura de núcleos de hélio. O mais freqüente é a captura de nêutrons. Quando a estrela alcança uma pressão bem avantajada, o ferro-56 pode capturar 03 nêutrons e virar ferro-59. Esse ferro-59, com 26 prótons e 33 nêutrons, é instável, com meia-vida de apenas um mês. Ele emite uma partícula beta (elétron) e vira cobalto-59, com 27 prótons e 22 nêutrons.

Estrutura estelar onde ocorrem as reações conforme a massa do astro

Esse processo de captura de nêutrons pode prosseguir até chegar ao bismuto-209. O processo todo leva anos para se completar e, por essa razão, é chamado de "processo lento de captura de nêutrons", ou, simplesmente, "processo-s", onde a letra "s" significa slow. Mas, esse processo lento só consegue produzir elementos até o bismuto-209.

O "ciclo próton-próton", de formação de elementos, que é o mais simples, se equivale ao que ocorreu logo após o Big Bang. O mesmo processo pode acontecer no interior de uma estrela, desde que a temperatura lá dentro ultrapasse 10⁷ K e a pressão seja bem alta. A reação inicial é a seguinte:

¹H₁ + ¹H₁ ---> ²D₁ + e ⁺ + n + energia

Em bom português: dois núcleos de hidrogênio (prótons) reagem entre si formando um núcleo de deutério, liberando um pósitron (anti elétron com carga positiva), um neutrino e um bocado de energia. O pósitron criado logo se junta a algum elétron que esteja por perto (sempre tem um bocado deles) e os dois se aniquilam mutuamente em um festival de radiação de alta energia. O neutrino vai embora e não tem quem o segure, pois ele não interage com ninguém. Esse neutrino é um personagem curioso, que fez parte de uma narrativa nos primeiros tomos, na chamada matéria escura.

Só o deutério sobrevive e irá participar de outras reações, do que no final dessas reações, surge o hélio-4, núcleo muito estável, com dois prótons e dois nêutrons, nossa conhecida partícula alfa. A enorme energia gerada nessas reações serve para contrabalançar a gravidade que tenta, sem cessar, esmagar todo o material da estrela.

Quando o hélio começa a predominar sobre o hidrogênio, a estrela começa a esfriar por falta de combustível. A parte central se contrai e a pressão aumenta. Esse aumento de pressão possibilita o surgimento de outros tipos de reação, com a produção de outros núcleos. A reação inicial desse novo processo é:

⁴He₂+ ⁴He₂ ---> ⁸Be₄ + energia

Formam-se núcleos do elemento berílio-8 e a energia produzida volta a aquecer a estrela até uns 10⁸ K. Como eu já disse, esse berílio-8 é extremamente instável e logo decai. Mas, no centro das estrelas a densidade é tão grande que muitos núcleos de berílio-8, antes de decaírem, conseguem reagir com os abundantes núcleos de hélio-4, formando o carbono-12:

⁸Be₄ + ⁴He₂ ---> ¹²C₆ + energia

Por simplicidade, podemos descrever essa síntese do carbono-12 como a junção de 03 núcleos de hélio-4. Esse tipo de mecanismo é chamado de "processo alfa", por razões óbvias. O processo alfa, caracterizado pela captura de núcleos de hélio-4, pode prosseguir desde que a temperatura no centro da estrela seja suficientemente alta. A seguir, forma-se o oxigênio-16:

¹²C₆ + ⁴He₂ ---> ¹⁶O₈ + energia

Prosseguindo desse modo, aparecem o neon-20, o magnésio-24 e o silício-28. Note que as massas desses elementos pulam de 04 em 04, evidenciando que, em cada processo, um núcleo de hélio-4 é incorporado. Os núcleos de elementos com massas intermediárias são produzidos por outros tipos de reação, o mais comum sendo a captura de nêutrons, prótons ou núcleos de deutério. No entanto, como o processo alfa de captura de hélio é mais freqüente, já que existe muito hélio disponível na estrela, os elementos cuja massa é divisível por 04 são mais abundantes que os outros, como vemos no gráfico:

O processo de criação prossegue como descrito acima até formar o ferro-56. O núcleo de ferro-56 tem 26 prótons e 30 nêutrons, fortemente ligados uns aos outros. Na verdade, o 56Fe26 tem o núcleo mais estável de todos os núcleos conhecidos. Essa alta estabilidade é representada no gráfico abaixo que mostra a energia de ligação por partícula nos núcleos naturais. O ferro ocupa a posição mais alta do gráfico.

O ferro-56 é tão estável que se recusa a fundir com outros núcleos para formar elementos mais pesados. Como vimos antes, a fusão de elementos leves produz energia. A fusão do ferro com qualquer outro núcleo consome energia, pois resulta em núcleos com menor energia de ligação, a partir deste ponto o processo de fusão cessa, e se a estrela não for massiva estes elemento ficarão confinados em um núcleo compacto do que restar da estrela mesmo se esta se tornar uma gigante vermelha.

Síntese dos elementos pesados do universo sendo pulverizados pelo universo

Como surgiram os elementos pesados

Uma estrela massiva, em sua vida normal, só consegue produzir núcleos de elementos até o ferro-56. Mas, sabemos que elementos mais pesados existem. Como o  zinco-64, o bromo-79, a prata-107 e o ouro-197 sem esquecer nosso mais pesado elemento natural o urânio-238.
Portanto, ao atingir o ferro-56 o ciclo de produção de núcleos sofre uma parada. Não há energia suficiente para sintetizar os elementos mais pesados. A parte central da estrela vai ficando cada vez mais rica em ferro e outros metais parecidos. Esse cerne metálico vai gradualmente resfriando a estrela e o equilíbrio com a gravidade começa a falhar. A estrela entra em colapso. A figura ao lado representa, grosseiramente, a situação da estrela nesse estágio.

A estrela antes do final da vida antes da grande explosão a estrela lembra uma cebola com diversas camadas formadas por elementos diferenciados.

Os elementos mais pesados são produzidos por outro processo, o "processo-r", onde o "r" significa rápido. Trata-se de um tipo de captura de nêutrons que só pode ocorrer em condições super especiais, nos momentos finais da vida da estrela, se ela tiver uma massa bem superior à massa do Sol. Depois que todos os processos descritos acima, inclusive o lento, se esgotam, a estrela não tem mais como segurar o tremendo arrocho da gravidade. 

A massa toda se contrai rapidamente e a densidade no miolo da estrela cresce tanto que os elétrons são absorvidos pelos prótons, produzindo nêutrons e neutrinos, muitos neutrinos. A estrela vira uma enorme bola de nêutrons com densidade semelhante à densidade no interior de um núcleo atômico. Nesse ponto, a estrela explode espetacularmente como uma supernova.

Supernova.

Na explosão tipo supernova em poucos minutos é que se formam os elementos mais pesados, inclusive o urânio-238. Como esse tipo de evento é relativamente raro, não é de admirar que os elementos mais pesados sejam tão pouco abundantes. Depois que a estrela explode como uma supernova, seu material se espalha pelo espaço na forma de enormes nuvens e, eventualmente, chega às outras estrelas e aos planetas, como a Terra, por exemplo.

 Formam-se depois do evento, grandes nuvens de poeira e gás interestelar, que formarão a partir de agora, sistemas estelares e tudo o mais que conhecemos.

 

Os elementos químicos que formam o universo

Um elemento químico, como o hidrogênio, o carbono ou o ferro, é identificado por seu número atômico, que diz quantos prótons existem em seu núcleo. A tabela periódica, invenção do incrível russo Mendeleyev, organiza esses elementos por suas características químicas. Elementos além do número atômico 93 não são naturais, mas podem ser fabricados em aceleradores.

Dos elementos naturais, só uns poucos são realmente abundantes no universo. A maioria é muito rara.

 Veja, na figura abaixo, um gráfico da abundância dos elementos no universo. Um gráfico como esse é o resultado de anos e anos de observações, utilizando técnicas variadas e muita criatividade.

Algumas coisas devem ser entendidas nesse gráfico. Primeiro só são mostrados as abundâncias dos elementos até o número atômico 35. Daí em diante, a quantidade de elementos encontrados na natureza é tão pequena que nem precisa ser mostrada.
E mais: a barra vertical do gráfico está em escala logarítmica. Observe, por exemplo, que o hidrogênio é 10.000 (104) vezes mais abundantes que o carbono no universo. Finalmente: a abundância de cada elemento está descrita em relação à abundância do silício. Por exemplo, para cada milhão (106) de átomos de Si, existem 10 milhões (107) átomos de carbono.

O elemento mais abundante é exatamente o mais leve e simples, de todos o hidrogênio (1H1), com apenas um próton em seu núcleo. A seguir, vem o hélio (4He2), com 2 prótons e 2 nêutrons no núcleo. Esses dois elementos são tão abundantes que, apesar de serem os mais leves, 98% da massa do universo é feita deles. Desses, 73% são de hidrogênio e 25% de hélio.

O resto é só 2% mas é claro que é muito importante. Afinal, nós somos feitos de carbono, oxigênio, cálcio, ferro etc.

HIPERNOVAS

No universo temos eventos catastróficos como às supernovas que são como uma miniatura do Big Bang, ofuscando uma galáxia inteira com sua luminosidade, deixando para trás sempre um marco de sua presença como uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. As explosões chamadas como hipernovas tem um poder tão intenso que possivelmente não deixa nenhum resquício de seu pretérito ao vaporizar o núcleo estelar. 

TOMO XIX - ESTRELAS DE LUZ VARIÁVEIS

Eta da Quilha foi a estrela mais brilhante da esfera celeste, com exceção de Siriús.  Perdeu gradativamente o brilho até não ser mais visível a olho nu, mas forte em infravermelho.

Por definição, uma estrela variável é uma estrela cuja luminosidade varia em uma escala de tempo menor que 100 anos.

Enquanto as maiores partes das estrelas têm luminosidade praticamente constante — como o nosso Sol, que não apresenta praticamente nenhuma variação mensurável (em torno de 0,1% em um ciclo de 11 anos) — a luminosidade de certas estrelas varia de maneira perceptível em períodos de tempo muito mais curtos.

As velas

Uma vela padrão é um objeto astronômico que possui uma luminosidade conhecida. Diversos métodos importantes permitindo determinar as distâncias em astronomia extragaláctica e em cosmologia baseiam-se nas velas padrão.As velas padrão mais conhecidas são:

-As variáveis de tipo RR Lyrae,que são gigantes vermelhas muito utilizadas para medir as distâncias na Via Láctea e as nebulosas próximas;

-As variáveis cefeidas, que são a escolha predileta dos astrônomos permitindo que se alcancem distâncias de até 20 Mpc ;

-As supernovas de tipo Ia, que têm uma magnitude absoluta muito bem determinada como uma função da forma de sua curva luminosa e que são bastante utilizadas para determinar as distâncias em escala extragaláctica.

As explosões termonucleares na superfície de uma estrela de nêutrons, observadas como sobressaltos de luminosidade são empregados como velas padrão.

O principal problema que se apresenta com as velas padrão é a questão recorrente de sua padronização real. Por exemplo, todas as observações parecem indicar que as supernovas de tipo Ia que estão a uma distância conhecida têm a mesma luminosidade (corrigida pela forma da curva luminosa). Não obstante, não se sabe por que elas deveriam ter a mesma luminosidade, e a possibilidade que as supernovas de tipo Ia distantes tenham propriedades diferentes não pode ser excluída. Veremos agora mais detalhadamente as estrelas acima citadas.

Variáveis eruptivas

A luminosidade dessas estrelas é causada por erupções e outros processos violentos que ocorrem em suas cromosferas e coronas. As mudanças na luminosidade são frequentemente acompanhadas pela ejeção de matéria na forma de vento estelar de intensidade variável e/ou por interação com a matéria do meio interestelar circundante.

São tipos de estrelas eruptivas U Gemino um, estrelas de rápidas erupções, podendo aumentar sua luminosidade em 05 magnitudes durante uma noite e o tipo R Corona Boreais que possui diminuição de luminosidades súbita e irregulares, são ricas em carbono e pobres em hidrogênio.

 

Variáveis pulsantes

Nessas estrelas a variabilidade decorre da expansão e contração de suas camadas superficiais. As pulsações podem ser radiais ou não radiais. As pulsações modulam a luminosidade da estrela, causando variações periódicas ou semi-periódicas em escalas de tempo que podem variar de alguns segundos,minutos ou horas até algumas dezenas de anos ou séculos.

 

Variáveis rotacionais

São estrelas com uma distribuição superficial de brilho não-uniforme ou com formato elipsoidal. A variabilidade é então causada pela rotação axial da estrela em relação ao observador. A distribuição não-uniforme do brilho pode ser causada pela presença de manchas ou por qualquer outra falta de uniformidade térmica ou química na atmosfera da estrela, produzida pelo campo magnético cujo eixo de simetria, normalmente, não coincide com o eixo de rotação da estrela.

 

Variáveis sub anãs

Há três tipo de estrelas variáveis da categoria estelar das sub anãs:

As rápidas com períodos de 90 a 600 segundos sendo as  oscilações são causadas pela ionização de átomos do grupo do ferro gerando opacidade. A curva da velocidade é de 90 graus defasada em relação à curva do brilho. As medições da aceleração gravitacional g atingiram o mínimo enquanto o brilho atinge o máximo. Isso se deve em maior proporção à variação na velocidade, mais do que a variação na gravidade devido às diferenças de tamanho.

Existem variáveis de longo período, cujos períodos variam de 45 a 180 minutos. Essas estrelas apresentam uma variação muito pequena, de 0.1%. As variáveis de longo período possuem uma variação de temperatura menor, de 29000K a 35000K

Á ainda estrelas que apresentam os dois tipos de oscilação (rápida e lenta) são denominadas híbridas.

FONTES VARIÁVEIS DE RAIOS X

Existem sistemas binários que são fontes variáveis de raios-X, as quais não podem ser classificadas em nenhuma das classes precedentes. Uma das componentes do sistema é um objeto compacto e quente, como uma anã branca, uma estrela de nêutrons, ou, possivelmente, um buraco negro, e recebe uma injeção de matéria vinda da companheira ou de um disco de acresção. 
O fluxo de matéria é o que dá origem à emissão de raios-X, a qual atinge a atmosfera da companheira que, sendo mais fria do o objeto compacto, re-irradia, na forma de radiação térmica de alta temperatura (efeito de reflexão). Este efeito é responsável pelas características complexas da variabilidade óptica observada neste tipo de sistema binário.

Variável RR Lyra

Diagrama de Hertzsprung-Russell adaptado de Powell. A faixa de instabilidade é mostrada e contém a região variável da Cefeida (em vermelho) e a região RR Lyra (em azul).

Em astronomia, as RR Lyra são estrelas variáveis, assim chamadas devido à estrela protótipo do gênero, RR Lyra, e freqüentemente utilizadas como velas padrão, ou marco para se calcular a distância estelar.

Essas estrelas são variáveis pulsantes situadas no eixo horizontal do diagrama de Hertzsprung-Russell, e têm uma massa de aproximadamente metade da massa solar , note-se que essas estrelas sofrem de uma perda de massa importante antes de atingirem o estado RR Lyra, e são por isso formadas a partir de estrelas que têm uma massa equivalente, ou mesmo superior, à do Sol. 
Elas variam de maneira similar às cefeidas, no entanto com algumas diferenças:

-As RR Lyra são estrelas relativamente velhas e são por isso mais numerosas que as cefeidas, apesar de menos brilhantes. A magnitude absoluta média de uma RR Lyra típica é de 50 vezes a luminosidade solar.

-seu período é menor, em geral menos de um dia.

As RR Lyra são classificadas em três tipos principais: RRab, RRc e RRd. As RRc possuem os menores períodos, e as RRd possuem dois períodos de pulsação superpostos.

A relação entre seu período de pulsação e sua magnitude absoluta transforma-as em excelentes velas padrão, particularmente no interior da Via Láctea. Elas são bastante utilizadas no estudo de nebulosas, mas são muito difíceis de serem observadas em outras galáxias, por causa de sua fraca luminosidade.

A incapacidade de se detectar uma RR Lyra na galáxia de Andrômeda nos anos 1940 foi um indício importante para que se acreditasse que essa galáxia se encontra mais distante do que se pensava até então.

 

Variáveis Mira

São estrelas variáveis de Longo Período - ou LPVs -, estrelas gigantes vermelhas, normalmente de tipo espectral M, que apresentam oscilações de brilho em torno de seis magnitudes entre o máximo e o mínimo brilho. O período destas variáveis - definido como o intervalo entre dois máximos consecutivos - é em média de um ano aproximadamente. Esses valores podem variar entre diferentes LPVs ou mesmo em diferentes ciclos de uma mesma estrela. Exemplos: Mira Ceti, R Carine, R Leoni, Chi Cygni, R Hidra e R Centauro.

Cefeidas

Assim são chamadas devido ao Delta da constelação de Cefeu. São estrelas variáveis de mudança intrínsecas muito regulares, no caso do delta de Cefeu o intervalo percorrido entre o mínimo e o Maximo brilho é de 5,37 dias. Sendo que a real luminosidade de uma Cefeida esta ligada ao seu período de orbita.

Algumas Cefeidas completam sua variação de luminosidade em 03 dias outras levam até 50 dias. No caso do delta de Cefeu, sua variação é regular mais não é eclipsar como as estrelas binárias, pois aumenta seu brilho com rapidez e depois lentamente retorna ao valor original.  De estrutura mais evoluída que o nosso Sol, uma cefeida deve sua energia luminosa às reações de fusão nuclear que, na sua região central, transformam o hélio em carbono. 
A parte externa da estrela se contrai e se dilata alternativamente, devido a um desequilíbrio mantido pela pressão dos gases e da gravidade. Esses movimentos são acompanhados de mudanças de temperatura responsáveis pela variação periódica da luminosidade.  Este é um exemplo de uma estrela que esta saindo da seqüência principal, a estrela esta se expandindo de forma intermitente, alternando repetidamente períodos de expansão e contração, até que a expansão prevaleça.

O período de variação de brilho de uma cefeida representa aproximadamente duas vezes o tempo necessário a uma onda de pressão para se propagar do centro da estrela à sua superfície; ele depende do estado do meio atravessado pela onda e constitui por isso uma fonte preciosa de informações sobre a estrutura interna da estrela.

As cefeidas têm um papel muito importante como padrões de medidas de distância no Universo graças à relação período-luminosidade que as caracteriza: quanto mais luminosa for uma cefeida, maior será seu período de variação de brilho, pois quanto maior o volume da estrela maior será o trajeto que as ondas de pressão deverão percorrer.

A partir do momento que se conhece o período de uma cefeida, facilmente mensurável, a relação período-luminosidade permite determinar a luminosidade intrínseca dessa estrela. Por uma simples comparação com sua luminosidade aparente, deduz-se sua distância, e com isso a distância da galáxia onde ela se localiza.

Extremamente brilhantes logo visíveis de longe, as cefeidas são detectadas atualmente em outras galáxias até a distância de 80 milhões de anos-luz graças ao telescópio espacial Hubble. A determinação dessas distâncias é essencial para o cálculo do valor da constante de Hubble, que mede o ritmo de expansão do Universo. O ponto delicado reside na classificação absoluta da relação período-luminosidade, que necessita determinar independentemente de maneira exata a distância de ao menos algumas cefeidas situadas na nossa galáxia.

Além disso, deve-se ter em conta que, ao se determinar a luminosidade de uma cefeida a partir da relação período-luminosidade, deve-se saber que as galáxias, e logo as cefeidas que elas contêm, não são idênticas, mas diferentes pela sua composição química. Foi o que se constatou ao longo dos últimos anos com a análise de grande número de cefeidas detectadas em duas galáxias vizinhas, as Nuvens de Magalhães.

 Variáveis eclipsantes

Nesta classe a causa da variabilidade é extrínseca à estrela, sendo decorrente de eclipses. Os eclipses ocorrem quando o plano orbital do sistema binário está aproximadamente alinhado com a linha de visada do observador, de forma que o observador pode ver quando uma das estrelas transita em frente da outra, obstruindo total ou parcialmente a passagem de sua luz. Durante o eclipse, a intensidade da luz do par binário sofre uma variação, cuja magnitude depende da relação das luminosidades das duas estrelas. Nesta classe de estrelas variáveis, a variabilidade é periódica e o período dos eclipses é igual ao período orbital.

Novas

Como já vimos sistemas binários eclipsantes podem parecer que aumentam ou diminuem sua luminosidade quando vistas aqui da terra em períodos curtos.

Como Siriús A e Siriús B estão afastadas uma da outra cerca de 01 bilhão de km, tanto que suas orbitas uma em torno da outra duram cinqüenta anos.

Já estrelas como a nova de Hércules circundam uma a outra em 04 horas e meia, significando que estão a apenas 1.5 milhão de km de distancia uma da outra. Componentes binários exercem um poderoso efeito gravitacional uma sobre a outra, com o quente gás de hidrogênio se desprendendo lentamente da maior, normal para a menor, anã branca. Se por algum motivo uma quantidade maior de matéria se desprende da maior e se derrama sobre a anã branca, esta comprime e funde instantaneamente esta matéria adicional. Resultado uma tremenda explosão pela fusão instantânea da matéria gerando uma nova.

 

Variáveis cataclísmicas

Nas variáveis explosivas, as explosões são causadas por processos termonucleares em suas camadas superficiais, as Novas (formando as nebulosas planetárias, algo que acontecera possivelmente com o Sol), ou pelo colapso de seus núcleos, as Supernovas. As estrelas desta classe mostram uma rápida liberação de energia para o espaço circundante.

As Supernovas

Nas estrelas com massa acima de 08 vezes a do Sol, temos as condições para esta forma de variáveis.

Remanescente de supernova em Vela retratada por Marco Lorenzi. Clique na imagem para acessar a imagem de 4.000 X 4.000 pixels que pode ser visualizada por zoom.

A complexa nebulosa do Caranguejo fotografada pelo Hubble. Crédito: NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU); Acknowledgement: Davide De Martin (Skyfactory)

Á SN1054 ou Supernova do Caranguejo foi uma supernova Tipo II amplamente observada em todo o mundo no ano de 1054. Ela foi registrada pelos astrônomos chineses e árabes enquanto esteve brilhante o suficiente para ser vista à luz do dia por 23 dias e durante à noite por 653 dias. A estrela progenitora que sofreu colapso de seu núcleo localizava-se a uma distância de cerca de 6.300 anos luz, na nossa galáxia, a Via Láctea. A Nebulosa do Caranguejo se espalha por cerca de 10 anos luz. No centro desta remanescente de supernova tempos o resto da estrela progenitora, um pulsar que gira 30 vezes por segundo.

A nebulosa está preenchida com filamentos que além de incrivelmente complexos, parecem ter menos massa que a expelida na supernova original e uma velocidade maior que a esperada de uma explosão livre, veja a tabela comparativa da massa do objeto antes e depois da supernova.

 

 Supernovas tipo 01

As estrelas supermassivas ao morrerem formam uma explosão de tamanhos colossais, são chamadas de supernovas e possuem algumas variações.

As supernovas do tipo 1ª são as mais comuns, pois seus elementos de eclosão são muito abundantes pelo menos na via Láctea. Um sistema binário a uma estrela de maior tamanho ao lado de uma menor, geralmente uma anã branca.

A dupla evolui de forma diferente dependendo da massa, mas em geral uma atinge o final da sequência principal primeiro, se tornando uma anã branca e por vezes a proximidade da sua companheira no firmamento faz com que ela ejete massa em direção da anã branca, aumentando gradativamente sua massa até um ponto critico, algo em torno de 40% a mais que a massa do Sol.

Ao atingir este ponto critico a estrela explode gerando calor e pressões imensas e com elas muitos novos elementos químicos.

Hoje em dia surgem cerca de duas por século em cada galáxia destas supernova. Possui um brilho e energia característicos o que a faz mais facilmente ser determinado o tipo de estrela que a formou.

Supernovas tipo 02

Já temos também as supernovas do tipo 02 formadas por estrelas entre 08 e 10 massas solares. O calor gerado pela ação gravitacional de estrelas supermassivas, faz com que as cinzas do elemento formado anterior sirvam de combustível para nova fusão nuclear. Quando começa a rarear o hidrogênio formando-se o hélio, o hélio começa a formar carbono e depois oxigênio, depois oxigênio em neônio e magnésio, e depois sílica e enxofre, por ultimo o ferro e após a explosão os demais até o urânio.

Ao atingir uma vez e meio a massa do Sol, o núcleo implode, e em menos de meio segundo o centro maior que a terra é compactada em um objeto com cerca de 17 km. Tal força de compactação faz com que o centro ricochetear com as camadas externas gerando uma explosão sem precedentes, somente menor que a do Big Bang.

O colapso do núcleo pela ação da gravidade na ausência da produção de energia via fusão de elementos mais leves em mais pesados faz com que a explosão gerada expila o resto da estrela em todas as direções, a força e o calor do evento fazem se formar os demais elementos naturais. Todos os elementos mais pesados que o ferro se originam a partir da dantesca explosão.