Acontece que existem de facto eventos no Universo, chamados “supernovas” (estrelas que subitamente aumentam de luminosidade por várias ordem de grandeza) que são de tal maneira energéticos e que poderiam em principio, como advogou Baade em 1930, servir o nosso objectivo. Infelizmente, veio-se a saber cerca de uma década mais tarde que as supernovas não são velas padrão, ou seja, têm luminosidades intrínsecas distintas de evento para evento.

Só em 1985 se descobriu um género particular de supernovas, as chamadas Ia, que são muito semelhantes entre si e que também são a classe de supernovas mais brilhantes. Este tipo de supernovas resulta da explosão termonuclear de uma estrela, chamada anã branca, que se alimenta da matéria de uma estrela companheira até, literalmente, rebentar. Nem todas as estrelas têm este destino trágico, mas somente aquelas que conseguem obter por acreção de matéria da estrela vizinha, uma massa 1,4 vezes superior à massa do nosso sol. É esta particularidade que permite que as explosões tenham aproximadamente a mesma luminosidade de supernova para supernova.

Mas antes que possamos fazer o nosso exercício de determinar a velocidade versus distancia das supernovas para determinar a quantidade de matéria no Universo, precisamos de contornar uma dificuldade que dá pelo nome de problema dos 3Rs. Do inglês, as supernovas são: Rare, Random, Rapid. Sumariamente, as supernovas são raras, no sentido em que em média rebenta apenas uma supernova por galáxia por século e nós precisamos encontrar muitas a fim de se obter resultados precisos. Por outro lado, é impossível prever em que galáxia vai explodir uma supernova. Finalmente, elas são rápidas porque o seu pico de luminosidade acontece cerca de duas semanas depois de se ter dado a explosão termonuclear e desvanecem num período de dois meses. Claro que nós queremos encontrá-las antes do máximo de luminosidade para podermos ter uma boa determinação da luminosidade no momento em que são mais brilhantes. Era então necessário desenvolver um programa de instrumentação, estratégia de observação e análise que fosse suficientemente eficaz para contornar estes problemas.

A primeira busca automática de supernovas foi feita pelo grupo de Richard Muller em Berkeley em 1985 e um total de 20 supernovas foram encontradas. Em 1988, Perlmutter e Pennypacker começaram uma busca de supernovas distantes, ou seja, de grande desvio para o vermelho. A estratégia que eles implementaram não era complicada. Consistia primeiro que tudo, em obter imagens fotográficas de varias secções do céu pouco depois de uma lua nova. Cerca de duas semanas depois (isto é, pouco antes da lua nova seguinte) novas fotografias das mesma secções do céu eram obtidas e comparadas com as primeiras. A comparação era feita subtraindo os grupos de fotografias e identificando os pontos de luminosidade resultantes e que indicariam um candidato a supernova.

Imagem três semanas antes
Imagem três semanas antes

Imagem com a supernova
Imagem com a supernova

Diferença entre as duas imagens revelando a supernova.
Diferença entre as duas imagens revelando a supernova.
Fotografia da mesma secção do céu mas tirada com o telescópio espacial Hubble que consegue distinguir a supernova da galáxia hospedeira.
Fotografia da mesma secção do céu mas tirada com o telescópio espacial Hubble que consegue distinguir a supernova da galáxia hospedeira.

Estes pontos são apenas candidatos a supernovas porque existem vários outros eventos que podem gerar um ponto de luminosidade na subtracção das fotos. Exemplos comuns são os satélites artificiais da Terra, meteoros, raios cósmicos ou outros eventos astronómicos igualmente energéticos. A confirmação dos candidatos como verdadeiras supernovas Ia era feita no centro de análise em Berkeley quase em tempo real quando a outra da equipa se encontrava em operação nos vários telescópios do Mundo – Cerro Tololo, WIYN. Quando um candidato passava a primeira selecção, ordem era enviada para ser feita a espectroscopia no telescópio Keck no Hawai, por duas razões: a primeira para se obter o desvio para o vermelho da supernova e a segunda, para se confirmar que se tratava de uma supernova do tipo Ia. Se esta confirmação fosse positiva, então aí dava-se luz verde para se continuar a medir a intensidade da luz vinda da supernova, a chamada fotometria, ao longo do próximo ano. Isto era feito para garantir que a luz da galáxia hospedeira pudesse ser correctamente subtraída à luminosidade da supernova. Se a supernova fosse excepcionalmente distante (portanto, de grande desvio para o vermelho), ela poderia ser mesmo seguida pelo telescópio espacial Hubble.

Uma descrição esquemática da estratégia de busca e seguimento de supernovas Ia.
Uma descrição esquemática da estratégia de busca e seguimento de supernovas Ia.
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