Berçários Estelares : O Meio Interestelar e Formação de Estrelas
Heloísa BoechatGEA / Observatório do Valongo / UFRJ
Meio Interestelar
IC2944
Nuvem de Gás e poeira
Glóbulos em IC2944
Duas nuvens, uma sobreposta a outra
- bloqueiam a luz
Fragmentos
E = h
I0 I
FOTOABSORÇÃO
A matéria interestelar provoca extinção (absorção + espalhamento) da luz das estrelas
Átomos
Moléculas
Grãos
Constelação Escorpião tamanho: 35' x 20'
NGC 6334 Nebulosa Pata de Gato
Nebulosa em Orion: Cabeça de Cavalo
Betelgeuse
Rigel
Orion
Nuvens Moleculares Gigantes L - dimensões de 1 a 300 anos-luz
M - massa 1.000.000 de massas solares
Nuvens Moleculares Gigantes L - dimensões de 1 a 300 anos-luz
M - massa 1.000.000 de massas solares
Temperaturas de 10 - 50K (-263o C a -223o C) Densidades: 1.000 - 1.000.000 partículas cm-3. nível do mar 30.000.000.000.000.000.000 cm-3
3x1019 p/cm3
Bom vácuo 1010 cm-3 , As moléculas colidem uma com a outra cerca de uma vez ao mês.Mais abundante Hidrogênio molécula H2
Carbono - Oxigênio Moléculas e Grãos
Nestas regiões acontece a
Formação das Estrelas
Nuvem gigante divide-se em fragmentos menores que darão
origem às estrelas
A) Nuvem Molecular Escura
1 pc = 3.26 a.l.
CO2
NH3
H2H2
Barnad 68 T= -263 C 500 anos-luz da TerraBarnad 68 T= -263 C 500 anos-luz da Terra
Nuvem Molecular Gás e Grãos, PAHs,moléculas orgânicas grafite, diamante, safiras, etc.
Glóbulo deBok
Colapso
Colapso gravitacionalDensidade aumenta Temperatura
10.000 UA
H
1 UA = 8 minutos luz
H
H H
H
Após cerca de 100.000 anos de contração, temperatura e a densidade atingem
valores muito elevados, iniciam-se finalmente as fusões nucleares
H + H D + +
Reação Nuclear Fusão Produto
4He D
T
3.5 MeV
20 keV
20 keV
14.1 MeV n
A Fornalha Nuclear do Centro das Estrelas
Produzindo o brilho e a Luminosidade
Radiação
Proto-estrela, com jato bipolar de matéria, expulsa o gás e a poeira da sua vizinhança
mais próxima
Discos Planetários
Ao redor das estrelas jovens observaram discos de gás e poeiras as sementes de sistemas planetários como o nosso Sistema Solar.
Período de formação de um sistema planetário cerca de 10 milhões de anos.
Já foram descobertos~100 planetas fora do Sistema Solar com tamanhos de Júpiter ou maiores.
continuarão a queimar o Hidrogênio
HélioCarbono
até ao seu esgotamento
Nebulosa galáctica NGC 3603
Pilares
Berçário Estelar
Estrelas de diversostamanhos e tipos
Aglomerado
Pleiades
Visível Infravermelho
Nebulosa Roseta - Distância 5.000 anos luz , 100 anos luz de diâmetro centro - aglomerado de estrelas
Filamentos escuros poeira grãos interestelares
Vermelho Hidrogênio Verde OxigênioAzul Enxofre
Classificação das estrelas
Diagrama de Hertzsprung e Russell Diagrama H-R relaciona a Luminosidade e cor, para as diferentes categorias de estrelas.
As estrelas, enquanto se encontram nas fases intermédias das suas vidas (90%), ocupam
uma posição na denominada
A seqüência principal
Diagrama H-R para algumas das estrelas mais brilhantes do céu (d < 5 pc).
Betelgeuse, mais fria que o Sol, raio muito maior, o que garante a sua maior luminosidade. Sol é considerado uma estrela anã, Betelgeuse super-gigante,
Sirus B estrela muito quente, mas muito menor que o Sol.
Evolução das estrelas depende de sua massa inicial
0.8 < M < 10 MSOL H He, C
Gigante Vermelha Nebulosa Planetária
Ana Branca10 <M< 25MSOL He, C, O, Ne, Mg
Gigante Vermelha Supernova Estrela da Nêutrons
25 <M< 100 MSOL He, C, O, Ne, Mg Fe Wolf-Rayet Supernova Buraco Negro
Anãs Marrons M < 0.08 MSOL
descobertas em 1995
Os átomos: carbono C
oxigênio O silício Si...
são sintetizados nas estrelas
Ejetados no Meio InterestelarEnriquecendo-o
Fina camada de gás molecular ao redor da Estrela carbonada TT Cyn
Já nas atmosferas Estelares são formadas as Moléculas
Emissão rádio da molécula CO
transição rotacional
Nebulosa Planetária NGC3132
Grafite
FulerenoDiamante
Átomos de Carbonoarranjados em estruturas cristalinas e periódicas
CH
Benzeno
Nebulosa Planetária CRL 618detectado - Benzeno C6H6
Composição: 20.2% benzo[k]fluoranteno, dicoronileno,10.1% coroneno, benzo[b] fluoranteno, 9,10 - dihidrobenzo(e)pireno, fenantreno,5.1% benzo[ghi]perileno, tetraceno, benz(a)antraceno,2% criseno, fluoranteno
Comparação do Espectro de emissão de Orion com o Espectro de uma mistura de PAHs.
Formação de moléculas complexas em grãos
Radiação UV
HidrocarbonetosAromáticosPolicíclicos
Hidrocarbonetos
Aromáticos
Policíclicos
QuinonasMetanol
GRÃOS DE
SILICATO DIÓXIDO DE
CARBONO
MONÓXIDO DE
CARBONO
ÁGUA
Emissão no Infravermelho é o resultado de transição vibracional da molécula de H2O (água).
Água na Nebulosa de Orion
Quinona
Gelo de H2O
EtanolCH3CH3OH
HC7N
Transições Eletrônicas Elétrons de Camada Interna Raios- XElétrons de Valência Ultravioleta, Visível
Transições Vibracionais Infravermelho
Transições Rotacionais Rádio (microondas)
Absorção ou Emissão de Radiação em Moléculas
ISO
XMMChandra UV
H
OC
H
H
C
O
H
Transição rotacional emissão na faixa rádio
Gás: Mais de 120 Moléculas detectadas: Álcool, Açúcar, Benzeno, Acetileno, etc. - Moléculas Orgânicas
Gelo: Água, CO2, amônia
Grãos: Silicatos, Areia, Fuligem, Grafite, Diamantes, Safiras . Pedras Preciosas
As estrelas produzem e enriquecem o Meio Interestelar com pedras preciosas e moléculas precursoras da vida.
Jóias, pedras calcárias, areia, fuligem e uma vasta quantidades de partículas sólidas são ‘sopradas’ pelas estrelas como fumaça e ficam flutuando entre elas.
Nuvens moleculares contração formação de estrelas, seus planetas e cometas. - Sol nasceu de uma nuvem enriquecida com complexas moléculas orgânicas.
Nuvem enriquecida
As cetonas aromáticas, qui-nonas, tem estruturas quase idênticas àquelas que ajudam a clorofila a transferir energia luminosa de uma parte de uma célula da planta para a outra.
As quinonas extraterrestres devem ter atuado como blindagem da radiação ultravioleta antes da camada de ozônio da Terra se desenvolver.
Clorofila
Aminoácidos
AcetilenoAcetileno
Fulereno
Etano
Acetonitrila
FIM