Meio Interestelar - MIS

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1 Meio Interestelar - MIS Informações Gerais Constituição do MIS: gás e poeira, entre outros... Efeitos: absorção da luz pelo MIS Ciclo: nascimento, vida e morte das estrelas Diversidade do MIS: nebulosas de emissão, reflexão, escuras e superbolhas Fenômenos que ocorrem no MIS: Linha de 21cm Linhas Proibidas Sandra dos Anjos IAG/USP

2 Vimos que Sol compartilha o espaço com bilhões de outras estrelas que se encontram distribuídas na Galáxia. Vimos também que entre estes bilhões de estrelas, deteta-se a presença de gás e poeira, além do campo magnético, fotons, e muitas partículas de altas energias que compõem o que chamamos de Meio Interestelar (MIS) Estudamos inicialmente as Estrelas...neste Roteiro vamos ver com mais detalhes..o MIS

3 Meio Interestelar MIS...enorme diversidade de objetos presentes

4 Informações Gerais O que é o MIS? Como se distribui? Quanto representa em Massa? - Material que permeia as estrelas e é constituído por: gás, poeira, raios cósmicos, campo magnético, partículas de altas energias e luz. - Composto de regiões densas e difusas, além de um meio mais rarefeito que permeia estas regiões. O espaço entre as estrelas é mais vazio que o melhor vácuo criado em laboratórios na Terra. - A maior parte do volume da Galáxia é ocupado por uma mistura de gás e poeira difusos (MIS difuso) e, portanto, é transparente a comprimentos de onda visíveis. - Gás e poeira, misturados e confinados ao disco de galáxias espirais, contribuem com ~ 10-15% da massa total (Mt) do disco (emis < 200 pc; eestrelas ~ centenas pc). 4

5 Informações Gerais O que é o MIS? - MIS ocupa um enorme volume do disco e tem baixa densidade: Dmedia no disco~ 1 partícula/cm3 (Datm.Terra ~ 2 x partc/cm3) Em nuvens interestelares, que são mais densas, D < 1 x 106 part/cm3 No halo da Galáxia encontramos gás interestelar mais rarefeito. 5

6 Qual a aparência do MIS? Se apresenta de forma irregular, inomogênea, em diferentes regimes de densidade e temperatura. A diversidade na aparência das nebulosas reflete diferentes naturezas: sítios de formação estelar ativa, vestígios de erupções de novas e SN Regiões escuras e brilhantes. Maioria do conhecimento:...vem dos estudos no disco da VL e obs. de galáxias externas. Informações sobre o volume, distribuição, e função permitem um melhor entendimento dos processos de formação e evolução de estrelas e galáxias. 6

7 Diversidade, fenômenos únicos na natureza... Aparência nebulosa -> diferentes objetos astrofísicos - Regiões escuras : sítios de formação estelar - Regiões brilhantes : gás quente incandescente - Regiões com vestígios de erupções de SN ou Novas Muitos fenômenos de natureza hidrodinâmica...alguns incluem campo magnético, que apesar de fraco, influencia no estado do movimento do gás. Os diferentes regimes de densidade - Altíssimas e baixíssimas, dão feed-back sobre o comportamento da matéria e, que não podem ser reproduzidos em laboratório na Terra -> ex. linhas proibidas (como veremos a seguir) 7

8 Qual a importância e papel do MIS? Ciclo de Evolução Estelar (como veremos a seguir) - Formação de novas estrelas. - Enriquecimento por material ejetado pelas estrelas evoluídas. - Movimento padrão espiral no disco galáctico induz ondas choque e consequentemente o nascimento de novas estrelas. continuamente evoluindo 8

9 O Ciclo de Evolução Estelar Meio Interestelar Formação de Estrelas Morte de Estrelas Nebulosa do Caranguejo Remanescente de SN SN 1987A Morte de * massiva Nebulosa Planetária M2-9 Morte de * de 1 massa solar Evolução Estelar Hodge 301: aglo. * jovens (nebulosa Tarântula). Pop. I NGC 6093: aglo. globular * velhas. Pop. II À esq: # espiral M33. À dir: NGC 604, região de formação estelar. 9

10 Como foi descoberto? - Deduzido a partir da presença de linhas de absorção estacionárias em espectros de estrelas brilhantes em sistemas binários espectroscópicos São linhas muito estreitas e se agrupam em bandas 10

11 Lembrando que o povoamento e despovoamento eletrônico geram linhas espectrais de emissão e absorção... 11

12 No caso de moléculas...transição e rotação hiperfinas geram muitas linhas estreitas em bandas a) H molecular (b) H atômico 12

13 O que sabemos sobre os 2 maiores constituintes do MIS: gás e poeira? (veremos a seguir)...os outros constituintes, abaixo relacionados, serão somente citados... Raios cósmicos ~ 0.5 ev cm-3 (não se sabe muito sobre sua origem e efeitos) Campo Magnético galáctico ~ 10-6 Gauss, com 0.2 ev cm3 (apesar de fraco, pode ter influência no estado do movimento do gás) Luz das Estrelas: ~ 0.5 ev cm-3 (afeta o estado de ionização do gás, temperatura, etc ) 13

14 O que sabemos sobre o gás?...estudado a partir da análise dos efeitos da luz sobre o material difuso e de espectros 1- Composição: 60% H, 30% He, traços de elementos + pesados com abundância solar (C, O, Mg, Fe). 2- Dimensão: - átomos individuais com dimensão d ~10-10 m (1Ao) - moléculas com dimensão--> d~10-9 m. - Como a dimensão é pequena, vai produzir efeito importante no MIS, ou seja, Gás é transparente a qualquer tipo de radiação. 3- Temperatura: - Diferentes regimes... 14

15 Gás... Se apresenta de formas diferentes, dependendo do Regime de Temperatura Diversidade de T T baixa Nuvens moleculares T~10K Contribui com 90% do MIS e em geral muito frio (100K) T média e alta T alta Regiões HI (T~ K) Superbolhas R-HII (T~10.000K) T~106K 15

16 No caso da poeira?...formada na atmosfera externa de estrelas gigantes vermelhas e supergigantes Estas estrelas produzem ventos densos e lentos, e como consequência resfria o gás condensando-o e formando pequenas partículas sólidas. Representam ~ 10% MIS (1% da massa em gás) Densidade 100 grãos de poeira/km3 Difícil serem observados no óptico.melhor no IV e rádio Composição depende da história das reações nucleares ocorridas durante a evolução da estrela, da composição do vento estelar e da facilidade da condensação do material. - Encontra-se com certa frequência silicatos, C, Fe, gêlo sujo (agua congelada + amônia + metano e outras molecs) 16

17 Processos Físicos Importantes que ocorrem no MIS Efeitos do MIS sobre a Luz: - absorção, avermelhamento, intensidade Processos Atômicos: 1. Formação de linhas proibidas 2. A linha de 21 cm Processos Moleculares 17

18 A informação que a luz carrega é alterada quando atravessa o MIS Pq? A explicação pode ser dada por diversas leis físicas complexas, porém podem ser agrupadas em 2 princípios: 1. Tipo de interação depende dos tipos de partículas (atomos, moleculas, grãos) e da dimensão relativa delas em relaçãoao comprimento de onda dos fótons ( ) 2. A aparência da luz vai depender da direção do obs Veremos a seguir os 3 casos de interação...e a aparência da luz observada 18

19 Caso 1. Interação da luz com átomos -- Luz não monocromática atravessa nuvem e gera efeitos observáveis: 1. Espectros com linhas de absorção 2. Aumento da temperatura, enriquecimento químico 3. Avermelhamento 19

20 Como? Fótons + energéticos excitam meio ionizam e aquecem o gás Fótons consumidos ou degradados pela nuvem desaparecem do feixe de luz Espectros vão aparecer com linhas de absorção devido aos fótons absorvidos 20

21 - Energia absorvida contribui para o aquecimento e atividade química do gás - A maioria da energia é re-irradiada via cascateamento eletrônico linhas de emissão Balanço: Balanço aquecimento p/ absorção x resfriamento reirradiação T 21

22 Um observador fora da direção estrela-nuvem Vai observar nuvem incandescente em várias cores correspondentes a estas emissões e a cor efetiva da nebulosa vai depender da I dos fótons resultantes do cascateamento ou dos níveis de excitação dos atomos Importância deste efeito: fótons de diferentes cores revelam diferentes estruturas Como o H é o + abundante, e a linha de emissão Hα é uma das mais fortes, muitas nuvens de gás excitado incandescente tem cor avermelhada 22

23 Caso 2. Interação com moléculas Semelhante aos átomos, moléculas têm espectro característico relacionado com a estrutura dos níveis internos de energia. Complicador adicional -> rotações e vibrações criam estados energéticos muito próximos gerando linhas de emissão e absorção muito próximas. Pequenas quantidades de E excitam vigorosas rotações em moleculas, o que explica pq muitos padrões de absorção e emissão em moleculas aparecem no IV ou submilimétrico. 23

24 Caso 3 Interação com grãos:...consequencia sobre estimativa da distancia Diferente do que ocorre com atomos e moléculas > d grãos >>> Como a dimensão varia de 0.3 < dgrãos < 300nm vai ocorrer absorção -> diminuição da luz e, portanto, vai afetar a determinação de Distância (D), além do espalhamento da luz azul + avermelhamento interestelar Um obs olhando esta nuvem em outra direção diferente daquela entre ele e a nuvem, vai enxergar a nuvem na cor da luz espalhada, ou seja, mais azulada -> espalhamento Rayleigh 24

25 Papel dos grãos no MIS 25

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27 Efeitos do MIS sobre a Luz correção da absorção (A) Luz atravessa nuvens (gás + poeira) muda cor e Intensidade - É preciso então fazer uma correção da magnitude observada, já que a intensidade da luz que chega ao observador (I) é reduzida em relação a originada (Io) na estrela. m = -2.5 log F + correção (A) em magnitudes Onde A(λ) Io. λ-4, no óptico 27

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29 Nuvens ou Nebulosas Interestelares...objetos que ocorrem no MIS devido a diferentes condições de temperatura e densidade locais Nebulosas Brilhantes ou Regiões HII: emissão e reflexão Nebulosas Escuras Superbolhas 29

30 Nebulosas Brilhantes ou Nebulosas de Emissão - São nuvens do MIS aquecidas pela presença de estrelas muito quentes (O,B) e massivas, ionizando o hidrogênio pela ação de fótons ultra violeta e brilham por fluorescência. Também conhecidas como regiões HII - O termo região HII vem do fato de que trata-se do H uma vez ionizado (II diz respeito ao grau de ionização; HI é o H neutro) - A coloração é avermelhada devido a emissão da linha Hα...Se a nuvem é aquecida por uma estrela embebida na nuvem, a radiação emitida gera uma NEBULOSA DE EMISSÃO Orion: R-HII 30

31 Regiões HII Estrelas tipo O e B, espectro de corpo negro com temperatura > K. Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades e... Criam as chamadas regiões HII Nomenclatura Espectroscópica hidrogênio neutro -> HI hidrogênio 1 vez ionizado -> HII hélio neutro -> HeI hélio 1 vez ionizado -> HeII hélio 2 vezes ionizado -> HeIII Fe que perdeu 13 elétrons -> FeXIV

32 Regiões HII espectro típico de uma região HII Regiões HII na galáxia M51

33 Formação de Estrelas nas Espirais Nas galáxias espirais, há compressão das nuvens de gás nos braços. Induz à formação estelar. Outras formas de induzir formação estelar: Explosão de Supernovas; Colisão de galáxias.

34 Nebulosas Brilhantes ou Nebulosas de Reflexão Se a nuvem está situada atrás de uma estrela quente então a luz é espalhada ou refletida em direção ao observador devido aos grãos de poeira. Ex: NGC 1999 (orion) A cor refletida parece azul pq os grãos de poeira refletem radiação de curto comprimento de onda mais eficientemente do que os de longo comprimento. 34

35 Nuvens Escuras ou Nuvens Moleculares Regiões interestelares mais densas são opacas a comprimentos de onda do visível e aparecem como regiões escuras já que não se observa nenhuma estrela através delas. Contem a maioria da massa no MIS e está, na maior parte, na forma molecular (H2), seguido por CO2. Só podem ser observadas via infra-vermelho ou rádio. É onde ocorre a formação de novas estrelas. Nuvens frias T ~ 10 K Identificadas através das linhas de emissão em rádio (21cm) 35

36 Superbolhas (SB) Grandes bolhas de gás interestelar infladas por ventos gerados por estrelas quentes, massivas, como estrelas O, B ou por explosões de SuperNovas. Aquecidas por violenta expansão de gás T~ K Exs: - Cygnus, d ~ 500 pc - Henize 70 "Superbolha" de gás em expansão com aproximadamente 300 mil anos-luz de diâmetro, inflada por ventos de estrelas massivas e quentes e explosões de Supernovas. Estas SB oferecem a possibilidade de explorar a conexão entre os ciclos de vida das estrelas e a evolução de galáxias. 36

37 Vamos finalmente ver que tipo de fenômenos físicos ocorrem no MIS que não poderíamos observar em laboratórios aqui na Terra... Linha de 21 cm Linhas Proibidas 37

38 Radiação de 21 cm > Hulst previu que uma linha de emissão com comprimento de onda de 21 cm rádio seria a mais importante no MIS, já que o H é muito abundante Mecanismo de emissão da linha desalinhamento na direção do spin do elétron em relação ao do próton 38

39 1951: astrônomos de Harvard usando equipamento rádio detetaram a linha do H atômico e confirmam também que o H atômico é o principal constituinte do MIS. Importante pq permite traçar nuvens de gás, e portanto, a estrutura dos braços espirais da Galáxia 50 < T ( Regiões-HI ) < 100 K 39

40 Linhas Proibidas (1)...um fenômeno possível somente no MIS 1864: Huggins observa no espectro 3 linhas de emissão esverdeadas e azuladas, desconhecidas, que denomina de Nebulium. 1920: Não havia espaço (explicação) para novos elementos químicos na Tabela periódica. 1927: Bowers mostra a possibilidade de existir atomos ionizados no MIS no estado meta-estável, ou seja, atomos no estado excitado com longa vida 40

41 Linhas Proibidas (2)...um fenômeno possível somente no MIS Linhas que surgem devido a baixíssima densidade do meio onde a ocorrência de colisões é rara nestas condições vai ocorrer emissão espontânea Muito comum encontrar linhas que estão associadas a uma transição eletrônica particular do Oxigênio, 2 vezes ionizado [OII], que produz cor esverdeada Linhas que resultam deste estado são chamadas de linhas proibidas, pq sob condições terrestres, de alta densidade, os atomos são usualmente desexcitados por colisões antes de emitirem naturalmente. 41

42 Detecção de Moléculas do MIS via Rádio e Infra Vermelho Detetadas em IR e rádio ~ 100 variedades, exs: - Hidroxil OH - Àgua H2O - Amônia NH3 complexas como: HC13N, CH3NH2, HCOOH - Combinadas com glycine produz NH2CH2COOH um aminoácido..!! 42

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