É assim que todos nós morreríamos instantaneamente se o sol de repente se tornasse uma supernova

A estrela ultramassiva Wolf-Rayet 124, mostrada com sua nebulosa circundante, é uma das milhares de estrelas da Via Láctea que podem ser a próxima supernova da nossa galáxia. Também é muito, muito maior e mais massivo do que você seria capaz de formar em um universo contendo apenas hidrogênio e hélio, e pode já estar no estágio de queima de carbono de sua vida. (ARQUIVO HUBBLE LEGADO / A. MOFFAT / JUDY SCHMIDT)

Se você está se perguntando se a onda de choque ou a radiação nos mataria primeiro, você está fazendo a pergunta errada.


No que diz respeito ao poder explosivo bruto, nenhum outro cataclismo no Universo é tão comum e tão destrutivo quanto uma supernova de colapso de núcleo. Em um breve evento que dura apenas alguns segundos, uma reação descontrolada faz com que uma estrela libere tanta energia quanto o nosso Sol emitirá ao longo de toda a sua vida de 10 a 12 bilhões de anos. Embora muitas supernovas tenham sido observadas historicamente e desde a invenção do telescópio, a humanidade nunca testemunhou uma de perto.



Recentemente, a estrela supergigante vermelha próxima, Betelgeuse, começou a exibir sinais interessantes de escurecimento, levando alguns a suspeitar que pode estar prestes a se tornar uma supernova . Embora nosso Sol não seja massivo o suficiente para experimentar o mesmo destino, é um experimento de pensamento divertido e macabro imaginar o que aconteceria se isso acontecesse. Sim, todos nós morreríamos em pouco tempo, mas não da onda de choque ou da radiação. Em vez disso, os neutrinos nos pegariam primeiro. Aqui está como.



Uma sequência de animação da supernova do século XVII na constelação de Cassiopeia. Essa explosão, apesar de ocorrer na Via Láctea e cerca de 60 a 70 anos após 1604, não pôde ser vista a olho nu devido à poeira intermediária. O material circundante mais a emissão contínua de radiação EM desempenham um papel na iluminação contínua do remanescente. Uma supernova é o destino típico de uma estrela com mais de 10 massas solares, embora existam algumas exceções. (NASA, ESA E A COLABORAÇÃO HUBBLE HERITAGE STSCI/AURA)-ESA/HUBBLE. AGRADECIMENTOS: ROBERT A. FESEN (DARTMOUTH COLLEGE, EUA) E JAMES LONG (ESA/HUBBLE))

Uma supernova – especificamente, uma supernova de colapso de núcleo – só pode ocorrer quando uma estrela muitas vezes mais massiva que o nosso Sol fica sem combustível nuclear para queimar em seu núcleo. Todas as estrelas começam fazendo o que o nosso Sol faz: fundindo o elemento mais comum no Universo, o hidrogênio, em hélio através de uma série de reações em cadeia. Durante esta parte da vida de uma estrela, é a pressão de radiação dessas reações de fusão nuclear que impedem o colapso do interior da estrela devido à enorme força da gravitação.



Então, o que acontece quando a estrela queima todo o hidrogênio em seu núcleo? A pressão da radiação cai e a gravidade começa a vencer nessa luta titânica, fazendo com que o núcleo se contraia. À medida que se contrai, aquece e, se a temperatura passar de um certo limite crítico, a estrela começará a fundir o próximo elemento mais leve da linha, o hélio, para produzir carbono.

Este corte mostra as várias regiões da superfície e do interior do Sol, incluindo o núcleo, que é onde ocorre a fusão nuclear. Com o passar do tempo, a região que contém hélio no núcleo se expande e a temperatura máxima aumenta, fazendo com que a produção de energia do Sol aumente. Quando nosso Sol ficar sem combustível de hidrogênio no núcleo, ele se contrairá e aquecerá a um grau suficiente para que a fusão de hélio possa começar. (USUÁRIO DO WIKIMEDIA COMMONS KELVINSONG)

Isso ocorrerá em nosso próprio Sol cerca de 5 a 7 bilhões de anos no futuro, fazendo com que ele se transforme em uma gigante vermelha. Nossa estrela-mãe se expandirá tanto que Mercúrio, Vênus e possivelmente até a Terra serão engolidos, mas vamos imaginar que elaboramos algum plano inteligente para migrar nosso planeta para uma órbita segura, enquanto mitigamos o aumento da luminosidade para impedir que nosso planeta ficando frito. Essa queima de hélio durará centenas de milhões de anos antes que nosso Sol fique sem hélio e o núcleo se contraia e aqueça novamente.



Para o nosso Sol, esse é o fim da linha, pois não temos massa suficiente para passar para o próximo estágio e iniciar a fusão do carbono. Em uma estrela muito mais massiva que o nosso Sol, no entanto, a queima de hidrogênio leva apenas milhões de anos para ser concluída, e a fase de queima de hélio dura apenas centenas de milhares de anos. Depois disso, a contração do núcleo permitirá que a fusão de carbono prossiga, e as coisas se moverão muito rapidamente depois disso.

À medida que se aproxima do final de sua evolução, os elementos pesados ​​produzidos pela fusão nuclear dentro da estrela concentram-se em direção ao centro da estrela. Quando a estrela explode, a grande maioria das camadas externas absorvem nêutrons rapidamente, subindo na tabela periódica, e também são expelidas de volta ao Universo, onde participam da próxima geração de formação de estrelas e planetas. (NASA / CXC / S. LEE)

A fusão de carbono pode produzir elementos como oxigênio, neon e magnésio, mas leva apenas centenas de anos para ser concluída. Quando o carbono se torna escasso no núcleo, ele novamente se contrai e aquece, levando à fusão do neônio (que dura cerca de um ano), seguida pela fusão do oxigênio (com duração de alguns meses) e depois pela fusão do silício (que dura menos de um dia). ). Nessa fase final de queima de silício, as temperaturas do núcleo podem chegar a ~3 bilhões de K, cerca de 200 vezes as temperaturas mais quentes atualmente encontradas no centro do Sol.

E então ocorre o momento crítico: o núcleo fica sem silício. Novamente, a pressão cai, mas desta vez não há para onde ir. Os elementos que são produzidos a partir da fusão de silício – elementos como cobalto, níquel e ferro – são mais estáveis ​​do que os elementos mais pesados ​​nos quais eles se fundem. Em vez disso, nada ali é capaz de resistir ao colapso gravitacional, e o núcleo implode.

Ilustração do artista (esquerda) do interior de uma estrela massiva nos estágios finais, pré-supernova, de queima de silício. (A queima de silício é onde ferro, níquel e cobalto se formam no núcleo.) Uma imagem do Chandra (à direita) da Cassiopeia Um remanescente de supernova hoje mostra elementos como Ferro (em azul), enxofre (verde) e magnésio (vermelho) . Não sabemos se todas as supernovas de colapso de núcleo seguem o mesmo caminho ou não. (NASA/CXC/M.WEISS; RAIO-X: NASA/CXC/GSFC/U.HWANG & J.LAMING)

É aqui que a supernova do colapso do núcleo acontece. Uma reação de fusão descontrolada ocorre, produzindo o que é basicamente um núcleo atômico gigante feito de nêutrons no núcleo da estrela, enquanto as camadas externas têm uma tremenda quantidade de energia injetada nelas. A própria reação de fusão dura apenas cerca de 10 segundos, liberando cerca de 10⁴⁴ Joules de energia, ou o equivalente em massa (via Einstein's E = mc² ) de cerca de 10²⁷ kg: tanto quanto você liberaria transformando dois Saturnos em energia pura.

Essa energia entra em uma mistura de radiação (fótons), a energia cinética do material no material estelar agora explodindo e neutrinos. Todos os três são mais do que capazes de acabar com qualquer vida que tenha conseguido sobreviver em um planeta em órbita até aquele ponto, mas a grande questão de como todos nós morreríamos se o Sol se tornasse uma supernova depende da resposta a uma pergunta: quem chega primeiro?

A anatomia de uma estrela muito massiva ao longo de sua vida, culminando em uma Supernova Tipo II quando o núcleo fica sem combustível nuclear. O estágio final da fusão é tipicamente a queima de silício, produzindo ferro e elementos semelhantes a ferro no núcleo por apenas um breve período antes que uma supernova ocorra. Muitos dos remanescentes de supernova levarão à formação de estrelas de nêutrons, que podem produzir as maiores abundâncias dos elementos mais pesados ​​de todos ao colidirem e se fundirem. (NICOLE RAGER FULLER/NSF)

Quando a reação de fusão descontrolada ocorre, o único atraso na saída da luz vem do fato de que ela é produzida no núcleo desta estrela, e o núcleo é cercado pelas camadas externas da estrela. Leva um tempo finito para que esse sinal se propague para a superfície mais externa da estrela – a fotosfera – onde fica livre para viajar em linha reta na velocidade da luz.

Assim que sair, a radiação queimará tudo em seu caminho, soprando a atmosfera (e qualquer oceano restante) para fora do lado voltado para as estrelas de um planeta semelhante à Terra imediatamente, enquanto o lado noturno duraria segundos. a-minutos a mais. A onda explosiva da matéria seguiria logo depois, engolindo os restos de nosso mundo chamuscado e muito possivelmente, dependendo das especificidades da explosão, destruindo o planeta inteiramente.

Mas qualquer criatura viva certamente morreria antes mesmo que a luz ou a onda de choque da supernova chegasse; eles nunca veriam sua morte chegando. Em vez disso, os neutrinos – que interagem tão raramente com a matéria que uma estrela inteira, para eles, funciona como um painel de vidro para a luz visível – simplesmente se afastam omnidirecionalmente, desde o momento de sua criação, a velocidades indistinguíveis da velocidade da luz. .

Além disso, os neutrinos carregam uma enorme fração da energia de uma supernova: aproximadamente 99% . Em qualquer momento, com nosso insignificante Sol emitindo apenas ~4 × 10²⁶ joules de energia a cada segundo, aproximadamente 70 trilhões (7 × 10¹³) de neutrinos passam pela sua mão. A probabilidade de eles interagirem é pequena, mas de vez em quando vai acontecer , depositando a energia que carrega em seu corpo quando isso acontece. Apenas alguns neutrinos realmente fazem isso ao longo de um dia típico com o nosso Sol atual, mas se fosse uma supernova, a história mudaria drasticamente.

Um evento de neutrinos, identificável pelos anéis de radiação de Cerenkov que aparecem ao longo dos tubos fotomultiplicadores que revestem as paredes do detector, mostra a metodologia bem-sucedida da astronomia de neutrinos e aproveitando o uso da radiação de Cherenkov. Esta imagem mostra vários eventos e faz parte do conjunto de experimentos que abre caminho para uma maior compreensão dos neutrinos. Os neutrinos detectados em 1987 marcaram o alvorecer tanto da astronomia de neutrinos quanto da astronomia multi-mensageiro. (COLABORAÇÃO SUPER KAMIOKANDE)

Quando ocorre uma supernova, o fluxo de neutrinos aumenta em aproximadamente um fator de 10 quatrilhões (10¹⁶), enquanto o energia por neutrino aumenta por cerca de um fator de 10, aumentando tremendamente a probabilidade de um neutrino interagir com seu corpo. Ao trabalhar com a matemática, você descobrirá que, mesmo com sua extraordinária baixa probabilidade de interação, qualquer criatura viva – de um organismo unicelular a um ser humano complexo – seria fervida de dentro para fora apenas pelas interações de neutrinos.

Este é o resultado mais assustador que se possa imaginar, porque você nunca o veria chegando. Em 1987, observamos uma supernova a 168.000 anos-luz de distância com luz e neutrinos. Os neutrinos chegaram a três detectores diferentes em todo o mundo, abrangendo cerca de 10 segundos do mais antigo ao mais recente. A luz da supernova, no entanto, só começou a chegar horas depois. Quando as primeiras assinaturas visuais chegaram, tudo na Terra já teria sido vaporizado por horas.

Uma explosão de supernova enriquece o meio interestelar circundante com elementos pesados. Os anéis externos são causados ​​por ejeção anterior, muito antes da explosão final. Essa explosão também emitiu uma enorme variedade de neutrinos, alguns dos quais chegaram à Terra. (ESO / L. CALÇADA)

Talvez a parte mais assustadora dos neutrinos seja como não há uma boa maneira de se proteger deles. Mesmo se você tentar bloquear o caminho deles até você com chumbo, ou um planeta, ou mesmo uma estrela de nêutrons, mais de 50% dos neutrinos ainda passariam. De acordo com algumas estimativas, não apenas toda a vida em um planeta semelhante à Terra seria destruída por neutrinos, mas qualquer vida em qualquer lugar em um sistema solar comparável encontraria o mesmo destino, mesmo à distância de Plutão, antes da primeira luz do Sol. supernova já chegou.

O único sistema de detecção precoce que poderíamos instalar para saber que algo estava por vir é um detector de neutrinos suficientemente sensível, que poderia detectar as assinaturas únicas e infalíveis de neutrinos gerados a partir de cada queima de carbono, neon, oxigênio e silício. Nós saberíamos quando cada uma dessas transições aconteceu, dando vida algumas horas para dizer seu último adeus durante a fase de queima de silício antes da ocorrência da supernova.

Existem muitas assinaturas naturais de neutrinos produzidas por estrelas e outros processos no Universo. Cada conjunto de neutrinos produzidos por um processo de fusão diferente dentro de uma estrela terá uma assinatura de energia espectral diferente, permitindo que os astrônomos determinem se sua estrela-mãe está fundindo carbono, oxigênio, néon e silício em seu interior ou não. (COLABORAÇÃO ICECUBE / NSF / UNIVERSIDADE DE WISCONSIN)

É horrível pensar que um evento tão fascinante e destrutivo quanto uma supernova, apesar de todos os efeitos espetaculares que produz, mataria qualquer coisa próxima antes que um único sinal perceptível chegasse, mas esse é absolutamente o caso dos neutrinos. Produzida no núcleo de uma supernova e transportando 99% de sua energia, toda a vida em um planeta semelhante à Terra receberia uma dose letal de neutrinos em 1/20 de segundo como qualquer outro local do planeta. Nenhuma quantidade de blindagem, mesmo estando no lado oposto do planeta da supernova, ajudaria em nada.

Sempre que qualquer estrela se transforma em supernova, os neutrinos são o primeiro sinal que pode ser detectado por eles, mas quando eles chegam, já é tarde demais. Mesmo com o quão raramente eles interagem, eles esterilizam todo o seu sistema solar antes que a luz ou a matéria da explosão chegasse. No momento da ignição de uma supernova, o destino da morte é selado pelo assassino mais furtivo de todos: o indescritível neutrino.


Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium com um atraso de 7 dias. Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

Idéias Frescas

Categoria

Outro

13-8

Cultura E Religião

Alquimista Cidade

Livros Gov-Civ-Guarda.pt

Gov-Civ-Guarda.pt Ao Vivo

Patrocinado Pela Fundação Charles Koch

Coronavírus

Ciência Surpreendente

Futuro Da Aprendizagem

Engrenagem

Mapas Estranhos

Patrocinadas

Patrocinado Pelo Institute For Humane Studies

Patrocinado Pela Intel The Nantucket Project

Patrocinado Pela Fundação John Templeton

Patrocinado Pela Kenzie Academy

Tecnologia E Inovação

Política E Atualidades

Mente E Cérebro

Notícias / Social

Patrocinado Pela Northwell Health

Parcerias

Sexo E Relacionamentos

Crescimento Pessoal

Podcasts Do Think Again

Patrocinado Por Sofia Gray

Vídeos

Patrocinado Por Sim. Cada Criança.

Geografia E Viagens

Filosofia E Religião

Entretenimento E Cultura Pop

Política, Lei E Governo

Ciência

Estilos De Vida E Questões Sociais

Tecnologia

Saúde E Medicina

Literatura

Artes Visuais

Lista

Desmistificado

História Do Mundo

Esportes E Recreação

Holofote

Companheiro

#wtfact

Pensadores Convidados

Saúde

O Presente

O Passado

Ciência Dura

O Futuro

Começa Com Um Estrondo

Alta Cultura

Neuropsicologia

13,8

Grande Pensamento+

Vida

Pensamento

Liderança

Habilidades Inteligentes

Arquivo Pessimistas

Recomendado