Após um fluxo de raios gama e raios X prolongado, com duração superior a meia hora em vez dos poucos segundos usuais, a emissão de 18 de fevereiro produziu luz nos espectros visível e infravermelho. No prazo de três dias, essa fulguração começou a atenuar-se – e em seguida a supernova tomou conta do palco.

No norte do Chile, os astrônomos do Very Large Telescope estavam observando a fulguração remanescente dissipar-se quando notaram um recrudescimento do brilho. A estrela explodira apenas um minuto após o pulso de raios gama, mas liberara a maior parte de sua energia sob a forma de radiações ultravioleta e raios X invisíveis. Sua luz visível acentuara-se de modo mais lento, e agora estava, por fim, se sobrepondo à fulguração remanescente. Pela primeira vez, os astrônomos podiam acompanhar a transição entre um pulso de raios gama e uma supernova.

A derrocada da estrela havia começado bem antes daquela noite no monte Palomar: o momento crucial foi quando passou a perder a batalha constante contra a força de gravidade. Esta é responsável pela ignição das estrelas recém-formadas, ao pressionar com tanta força os átomos de hidrogênio no núcleo estelar que eles se fundem e dão origem ao hélio. Esse processo de fusão gera luz e calor, e também exerce a contrapressão que possibilita ao núcleo suportar o enorme peso das camadas mais externas das estrelas.

Todavia, quando todo o hidrogênio é consumido, a gravidade passa a comprimir cada vez mais o núcleo. Este vai se tornando menor e sua temperatura sobe para cerca de 100 milhões de graus, quente o suficiente para que os núcleos de hélio por sua vez se fundam e produzam carbono. Esse novo surto de energia impede que o núcleo sofra um colapso ainda maior.

Para uma estrela isolada com massa equivalente à do Sol, essa história ainda tem continuação. A estrela acaba por consumir todo o seu hélio e encolhe. Ela vira uma anã branca com as dimensões da Terra, envelhecendo e se resfriando indefinidamente – a menos que esteja próxima de outra estrela e seja capaz de atrair as camadas externas de hidrogênio de sua vizinha. Se o campo gravitacional da anã branca conseguir capturar quantia suficiente de matéria, esse combustível adicional irá iniciar uma explosão termonuclear. Uma vez que ocorre essa detonação, a estrela se fragmenta, tornando-se uma supernova do tipo 1a – ela explode como uma bomba nuclear.

A supernova observada do monte Palomar era de outro tipo: não se tratava de uma explosão termonuclear de uma anã branca, mas de um colapso estelar catastrófico. Essa é a única espécie de supernova que pode provocar uma emissão de raios gama, e é o destino inescapável das estrelas cuja massa é oito vezes superior à do Sol.

Essas estrelas de dimensões maiores sempre perdem a luta contra a gravidade. Devido ao peso esmagador das camadas externas sobre o núcleo, as reações de fusão não se interrompem no carbono. A estrela continua a transformar os núcleos atômicos mais leves em elementos cada vez mais pesados, com cada uma dessas reações nucleares se esgotando mais depressa que a anterior. A transformação do carbono em oxigênio leva 600 anos; do oxigênio em silício, seis meses; e do silício em ferro, um dia. Assim que o núcleo da estrela passa a ser constituído de ferro sólido – uma esfera do tamanho da Terra, mas pesando tanto quanto o Sol -, o destino do astro está selado. Um segundo depois a estrela explode.

O ferro é o fim do caminho porque, ao contrário dos elementos mais leves, ao se fundir os átomos de ferro consomem energia, em vez de criá-la. Com isso, a fusão deixa de gerar a energia para a manutenção das camadas exteriores da estrela, e o núcleo desta implode. Em geral, o resultado é uma estrela de nêutrons, uma escória estelar tão densa que uma colher de chá de sua matéria pesaria mais de 1 bilhão de toneladas. No caso de estrelas mais maciças, o colapso do núcleo dá lugar a uma estrutura devoradora de matéria conhecida como “buraco negro”.

É bem neste momento – antes de o colapso tornar-se de algum modo uma explosão – que, acredita Stan Woosley, algumas supernovas emitem um pulso de raios gama. O interesse de Woosley por esses pulsos vem de décadas atrás, quando eram tão misteriosos que, para explicá-los, foram propostas mais de uma centena de idéias, desde “tremores estelares” até gases de exaustão de naves alienígenas. A fascinação de Woosley aumentou na década de 1990, quando o satélite Compton Gamma-Ray Observatory revelou que os pulsos de raios gama eram originários de zonas muito distantes de nossa galáxia. Para que aparecessem de modo tão brilhante, era preciso que fossem o resultado de uma liberação de energia muito maior do que se imaginara – mais brilhantes que as supernovas.

Também necessitavam de uma fonte de energia bem mais potente que a produzida por uma estrela comum. Talvez o choque cataclísmico de uma estrela em colapso pudesse de algum modo estar associado a essas emissões de raios gama. Por isso, Woosley decidiu pesquisar de que modo uma supernova ocasionada pelo colapso de um núcleo estelar poderia provocar tais emissões.

Ele e seus colegas, como Andrew MacFadyen, da Universidade de Nova York, criaram modelos dessas explosões em computadores. Nas simulações, eles partem de uma estrela gigantesca, com massa cerca de 40 vezes maior que a do Sol, girando com tanta rapidez – várias centenas de quilômetros por segundo na linha do equador – que mal consegue evitar a própria desintegração. No fim de sua evolução, incapaz de resistir à força de sua própria gravidade, o núcleo da estrela implode e vira um buraco negro. No entanto, devido à enorme força de rotação da estrela em torno do próprio eixo, parte de sua matéria resiste à atração do buraco. Com isso, forma-se um disco rodopiante de matéria à volta dele – um gigantesco redemoinho no interior da estrela condenada.

“A rotação é o elemento crucial”, diz Woosley. Sem ela não haveria disco, e sem disco não haveria emissão de raios gama. O atrito aquece o disco, girando em torno do buraco negro milhares de vezes por segundo, até uma temperatura de 40 bilhões de graus, ao mesmo tempo que mais matéria continua a cair em cascata. Momentos depois, jatos de gás superaquecido se projetam para fora como um lança-chamas.