Novo artigo muda visão sobre evento que criou nuvem interestelar há cerca de mil anos. Insights sobre composição, expansão e distribuição de poeira permitem entender sua estrela genitora.

A Nebulosa do Caranguejo (que não se parece nada com um caranguejo) é um remanescente de supernova, os restos da explosão de uma estrela no fim da vida. Essa explosão aconteceu em 1054 d.C. e teria sido visível a olho nu mesmo durante o dia.

A nebulosa encontra-se a 6,5 mil anos-luz na constelação de Touro e tem 11 anos-luz de diâmetro. No interior da nuvem, que se expande a 1.500 km/s, encontra-se uma estrela de nêutrons em rápida rotação que emite um feixe de radiação eletromagnética como um farol – um pulsar. Esse pulsar tem sido objeto de muitos estudos para conhecer a dinâmica da evolução estelar.

Pensava-se que a supernova que deu origem à nuvem era de uma estrela menos evoluída, com um núcleo de oxigênio, neônio e magnésio. Porém, estudos recentes usando o Telescópio Espacial James Webb (JWST) revelam que a nebulosa se formou pelo colapso do núcleo de uma estrela rica em ferro.

Estudos anteriores tentaram compreender a energia cinética total da explosão original com base na velocidade de expansão da nuvem. Os dados sugeriam que a supernova tinha uma energia relativamente baixa, com a massa da estrela original estimada entre 8 e 10 massas solares. Se tivesse massa maior, teria ocorrido uma supernova mais violenta, o que causaria uma velocidade mais alta da expansão da nebulosa.

O problema com essa ideia é que as observações da Nebulosa do Caranguejo, particularmente a alta velocidade de rotação do pulsar, pareciam entrar em conflito com a teoria atual de captura de elétrons das supernovas. No modelo para estrelas de massa menor, como a que gerou essa nebulosa, o oxigênio no núcleo inflama-se à medida que o núcleo colapsa. Este processo não tem energia suficiente para gerar um pulsar de rotação tão rápida.

Imagem obtida pela NIRCam e pelo MIRI do JWST mostra detalhes estruturais e de composição da Nebulosa do Caranguejo: enxofre duplamente ionizado em verde, poeira quente em magenta e emissão de síncrotrons em azul.; filamentos branco-amarelados no interior da nuvem representam áreas onde a poeira e o enxofre duplamente ionizado coincidem (NASA, ESA, CSA, STScI, T. Temim (Princeton University))

Uma equipe de astrônomos liderada por Tea Temim, da Universidade de Princeton, em Nova Jersey, EUA, empregou o Instrumento de Infravermelho Médio (MIRI) e a Câmera de Infravermelho Próximo (NIRCam) do JWST para coletar dados na nebulosa. Com esses instrumentos infravermelhos sensíveis, as linhas de emissão do ferro e do níquel podem ser vistas com mais clareza do que nunca. O estudo das linhas no espetro permitiu uma estimativa muito melhor da proporção entre o ferro e o níquel (Ni/Fe).

A composição do gás da nuvem sugere que a estrela pode ter sido mais evoluída, com ferro no núcleo, o que poderia ter levado a uma supernova de energia mais elevada do que se pensava anteriormente. A equipe encontrou uma percentagem mais elevada em comparação com o Sol, o que era esperado para uma supernova mais energética.

Estudos realizados no final dos anos 1980 e início dos anos 1990 mediram a razão Ni/Fe na nebulosa usando dados ópticos e de infravermelho próximo e notaram um quociente elevado, favorecendo o cenário da supernova de captura de elétrons.

“Agora os dados do Webb alargam as interpretações possíveis”, disse Temim. “A composição do gás já não requer uma explosão de captura de elétrons, mas pode também ser explicada por uma supernova de colapso do núcleo fraco de ferro.”

Os resultados são promissores, mas as leituras foram feitas em duas pequenas regiões da nebulosa, em seus filamentos interiores. Considerando as possíveis variações na nuvem, são necessárias mais leituras. Além disso, os valores são consistentes com a captura de elétrons, mas não excluem uma explosão de colapso do núcleo de ferro de uma estrela de massa igualmente baixa.

“Seria interessante ver se conseguimos identificar linhas de emissão de outros elementos, como o cobalto ou o germânio”, disse Martin Laming, do Laboratório de Investigação Naval, em Washington, e coautor do artigo.

O JWST também observou a nebulosa de forma mais ampla para entender melhor a emissão de sincrotrons e a distribuição de poeira. Isso permitiu à equipe isolar a emissão de poeira no interior da nuvem e mapeá-la em alta resolução pela primeira vez.

Ao mapear a emissão de poeira quente com JWST e combinar os resultados com dados do Observatório Espacial Herschel sobre grãos de poeira mais frios, a equipe criou uma imagem completa da distribuição de poeira. Os filamentos mais exteriores contêm poeira relativamente mais quente, enquanto os grãos mais frios são predominantes perto do centro.

“O local onde a poeira é vista no Caranguejo é interessante porque difere de outros remanescentes de supernovas, como a Cassiopeia A e a Supernova 1987A”, disse Nathan Smith, do Observatório Steward, da Universidade do Arizona, e coautor do artigo. “Nesses objetos, a poeira está no centro. Na Nebulosa do Caranguejo, a poeira encontra-se nos filamentos densos da camada exterior. A Nebulosa do Caranguejo faz jus a uma tradição em astronomia: os objetos mais próximos, mais brilhantes e mais bem estudados tendem a ser bizarros.”

As observações do JWST foram feitas no âmbito do programa General Observer 1714. O artigo relatando as descobertas foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal Letters.