Ora recentemente, descobriram-se sistemas binários constituídos por uma estrela vulgar e por uma companheira muito quente e densa, que funde o hidrogénio em camadas imediatamente interiores à sua superfície. Como veremos mais adiante, demonstra-se que estas últimas são afinal anãs brancas. Em particular, binários deste tipo onde ocorram explosões termonucleares têm o comportamento de novas.

Uma nova consiste então num sistema binário constituído por uma anã branca que se encontra relativamente próxima da sua companheira, uma estrela do tipo do Sol. A primeira reage explosivamente ao acretar matéria da segunda, mas sem chegar a haver destruição da anã. O total de energia libertada será por isso muito menor que no caso da explosão duma supernova. Contudo, a estrela ficará a brilhar cerca de 10000 vezes mais que anteriormente.

Por acreção do hidrogénio das companheiras, a estrela mais densa irá acumular matéria sobre as suas camadas externas, provocando um aquecimento destas. Esse aumento de temperatura vai reanimar as reacções de fusão de hidrogénio na estrela, embora isso agora suceda nessas camadas e não no núcleo. O resultado é a emissão de energia na forma de raios-X de fraca intensidade, com comprimentos de onda relativamente próximos dos do ultravioleta. Estas fontes emitem fotões com comprimentos de onda 50 a 100 vezes menores que os medidos para a luz visível. Por outras palavras, emitem energias compreendidas entre os 0.09 e os 2.5 milhares de eV(2) .

Ao ganhar massa, as estrelas poderão eventualmente atingir o limite de Chandrasekhar de 1.4 massas solares; tornando-se instáveis a ponto de colapsarem em estrelas de neutrões, ou de explodirem em supernovas do tipo Ia. O espectro destas últimas não revela quaisquer sinais de hidrogénio ou hélio, sendo portanto este factor que as distingue dos restantes tipos de supernovas (que são o resultado da implosão e subsequente explosão de estrelas massivas).

O estudo das supernovas do tipo Ia tem grande importância para a Astronomia, uma vez que desempenham um papel preponderante na medição de distâncias a galáxias longínquas: são suficientemente luminosas para serem observadas com desvios para o vermelho (3) próximos da unidade. Funcionam por isso como faróis (só que com brilho contínuo) e são chamadas de "velas padrão". O seu estudo está intimamente ligado com a expansão do universo. Torna-se pois fundamental conhecer os fenómenos que levam uma estrela a explodir em supernova, de modo a impedir que erros sistemáticos ocorram no cálculo de constantes cosmológicas importantes.

Estas supernovas são também determinantes para a formação de novas estrelas: uma vez que a camada de hélio formada em torno do núcleo atinje uma massa crítica, a estrela incendeia-se de uma forma explosiva. As ondas de choque geradas fazem a estrela entrar em sucessivas convulsões, que culminam com o início da fusão do carbono no seu núcleo. A partir daqui, os acontecimentos precipitam-se a um ritmo alucinante: em poucos segundos, a maior parte da estrela moribunda é convertida em níquel e em outros elementos, como o silício e o ferro. Disperso no espaço, o níquel decairá em cobalto e depois em ferro em algumas centenas de dias. Este tipo de supernovas é tido como a grande fonte de ferro e de outros elementos pesados existentes no universo. As supernovas chegam a brilhar tanto quanto uma galáxia inteira! Numa galáxia como a nossa, surgem em média 4 por cada 1000 anos.

No próximo número falaremos de como foi possível unificar todas estas fontes numa só teoria.