O espaço interestelar é o local onde estrelas nascem e onde partes delas retornam quando morrem.

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2 O espaço interestelar é o local onde estrelas nascem e onde partes delas retornam quando morrem. Meio interestelar: gás e poeira, distribuído de modo extremamente tênue através das regiões escuras entre as estrelas. Pode brilhar como nebulosa, ou, dependendo da densidade da nuvem, podem contrair e formar novas estrelas e planetas. Nebulosa da Águia: 10 anos-luz de tamanho (berçário estelar). Radiação das estrelas recém formadas excita o gás circundante, que re-emite luz em cores variadas dependendo da composição química. (vermelho = H, azul = O)

3 A Via-Láctea fotografada de horizonte a horizonte (~180º) Regiões brilhantes = conjuntos de estrelas Regiões escuras = regiões de matéria interestelar que bloqueiam a luz vinda das estrelas -> Extinção Hoje, o gás está concentrado no disco da Galáxia!

4 Regiões escuras contém matéria interestelar bloqueia a luz vinda das estrelas Regiões brihantes: conjuntos de estrelas região de 30 o da Galáxia

5 A matéria existente entre as estrelas consiste de: gás poeira Gás: Poeira: átomos: m (0,1 nm) pequenas moléculas: < 10-9 m (1 nm) grupos de átomos e moléculas grão de poeira típico: 10-7 m (100 nm) Distribuição da matéria interestelar é irregular.

6 O componente que mais obscurece a luz visível é a POEIRA Um feixe de luz pode ser espalhado ou absorvido somente por partículas de tamanhos comparáveis ou maiores do que o da radiação incidente. Regiões de poeira são transparentes à radiação infravermelha e rádio e opacas à radiação no óptico, UV e raio-x ESPALHAMENTO MIE ESPALHAMENTO RALEIGH: espalhamento por moléculas

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8 A atenuação total da luz de estrelas pelo meio interestelar chama-se EXTINÇÃO A luz é mais atenuada em menores estrelas tendem a parecer mais avermelhadas AVERMELHAMENTO INTERESTELAR MÓDULO DE DISTÂNCIA Sem extinção: m o - M = 5 log D - 5 considerando extinção A (em mag/pc) m o = m - A D m - M = 5 log D 5 + A D A é positivo distância diminui

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10 absorção ou espalhamento da luz visível vinda das estrelas pela nuvem de poeira luz vermelha vinda das estrelas não é espalhada ou absorvida pela nuvem de poeira

11 Espectro original da estrela Diminuição da intensidade da curva de corpo negro dá estimativa do quanto a luz é atenuada A luz azul é mais atenuada (avermelhamento)

12 METODOLOGIA: Linhas de absorção: identificam o tipo espectral original da estrela Conhecendo o tipo espectral, têm-se a curva de corpo negro original da estrela

13 Diminuição da intensidade da curva de corpo negro dá estimativa do quanto a luz é atenuada. O estudo do espectro dá a estimativa da quantidade (densidade do MI) e do tamanho dos grãos. Medidas de mais estrelas em várias direções: mapeamento do meio interestelar na vizinhança solar.

14 NENHUM LOCAL NA NOSSA GALÁXIA É DESTITUÍDO DE MATÉRIA. Em média a densidade do meio interestelar é extremamente baixa: 10 6 átomos por m 3 Regiões variam de 10 4 a 10 9 átomos/m 3 (melhor vácuo conseguido em lab : moléculas/m 3 ) Em média há somente 1 grão de poeira para cada trilhão de átomos: 10-6 grãos/m 3 (1000 grãos/km 3 ) (Poeira é mais rara do que átomos e moléculas).

15 Mas como o meio interestelar sendo tão pouco denso pode atenuar tanto a luz vinda das estrelas?? A densidade de matéria interestelar é baixa, mas o volume do universo é muito grande: na vizinhança do sol a massa existente no meio interestelar é da ordem da massa existente em estrelas. Exemplo: Terra 1 m 2 -centauri 1.3 pc ( m) Contém > (dezenas de bilhões) de partículas de poeira Uma grande massa de matéria interestelar é acumulada entre as estrelas!!!!

16 Composição química Gás interestelar: 90% de H (atômico e molecular) 9% de He 1% de elementos + pesados C, O, Si,Mg e Fe são menos abundantes no gás interestelar do que nas estrelas Grãos: formados por silicatos, grafite e ferro contém tb gelo sujo (água + amônia + metano) Indicativo de que a sub-abundância de C,O,Si,Mg e Fe no gás interestelar está sob forma de grãos. Grãos são formados no gás interestelar.

17 Nem todas as nuvens de gás aparecem como nuvens escuras NEBULOSAS DE EMISSÃO VIA LACTÉA(180 o completos) regiões de poeira interestelar Nebulosas de emissão São regiões de gás ionizado por estrelas jovens recém formadas

18 Estrelas jovens e quentes do tipo espectral O-B produzem bastante radiação UV que ioniza ou excita o gás interestelar ao redor destas estrelas. Quando os elétrons voltam a se recombinar com o átomo, ocorrem transições para níveis mais baixos. Radiação visível pode ser emitida (série de Balmer) fazendo com que as nuvens de gás brilhem. AO PASSAR PELA NUVEM, FÓTONS UV VINDOS DA ESTRELA SÃO TRANSFORMADOS EM FÓTONS NO VISÍVEL

19 1pc = Km Nebulosa da Águia (M16) Diâm = 8 pc Dens = 9x10 7 part/m 3 M = 600 M T = 8000 K Fotoevaporação das nuvens pelas estrelas quentes: primeiro regiões menos densas, sobrando as mais densas Neb Lagoon M8 Diâm=14pc Dens= 8x10 7 part/m 3 M= 2600 M T= 7500 K A cor verdadeira da maior parte da radiação emitida é avermelhada 6563 Å (linha do H [H ]) Radiação emitida pelo H

20 Dark Nebula = nuvem de poeira Emission Nebula = brilha no visível devido à presença de estrelas quentes Nebulosa de reflexão: luz visível vinda da estrela espalhada pela nuvem de poeira (luz azul ) Camadas de poeira (regiões escuras) nebulosa Trífida (M20) Regiões brilhantes (cor falsa) de formação estelar (principalmente no interior das camadas de poeira)

21 ESPECTRO DA NEBULOSA Espectros da nebulosa brilhante e das estrelas são diferentes, pois as condições físicas de ambos diferem! Estrelas corpo negro + linhas de absorção NGC pc de extensão D = 700 pc Nebulosas de emissão, formadas por gás quente e de baixa densidade, produzem linhas de emissão no espectro

22 (c) Um gás frio de baixa densidade possui um espectro de linhas de absorção superpostas no espectro contínuo. Estas linhas são características da composição química do gás e aparecem no mesmo das linhas de emissão produzidas pelo mesmo gás a + alta temperatura (b) Um gás quente de baixa densidade possui um espectro com linhas de emissão. Estas linhas são características da composição química do gás

23 LINHAS PROIBIDAS Nebulosa de Órion: assim como há emissão H, há também uma emissão esverdeada produzida por uma transição que ocorre no O duplamente ionizado [OIII] TRANSIÇÃO PROIBIDA. Transição proibida : não pode ser obtida em laboratórios terrestres. Ocorre que o íon OIII no seu mais alto estado de energia tende a permanecer um longo tempo assim (algumas horas), antes de sofrer uma transição a um estado de mais baixa energia e emitir um fóton. Somente se o íon não sofrer nenhuma perturbação (colisões com átomos ou moléculas do gás) será possível observar esta transição. Em labs terrestres isso não é possível, pois o íon não consegue permanecer no estado de mais alta energia sem sofrer uma colisão. Só no espaço, onde a densidade é muito baixa, é possível ver alguns tipos de transições tais como essa.

24 GÁS INTERNUVENS Algumas regiões do MI contém gás de densidade extremamente baixa e de temperatura bastante quente: MEIO INTERNUVENS. Estas regiões podem se estender por toda a Galáxia, e mesmo estar no espaço entre as galáxias (observações no UV). ORIGEM PROVÁVEL: gás aquecido por explosões de supernovas.

25 Bolha Local: envolve nosso sistema solar. Contém cerca de 200,000 estrelas e se estende ~100 pc 0,001 partículas/cm 3 e T=10 6 K. Origem: explosão de múltiplas supernovas, que ocorreu alguns 10 5 anos atrás na associação escorpião centauro, um conjunto estelar rico em estrelas brilhantes próximo ao nosso sistema solar ~ 400 anos luz (122,7 pc) de distância)

26 NUVENS ESCURAS 90% do meio interestelar é composto por regiões escuras (sem estrelas e sem nebulosas brilhantes) Temperatura típica de uma região escura= 100 K congelamento da água T=273 K movimentos atômicos e moleculares cessam T=0K Nuvens escuras de poeira T ~ dezenas de K (regiões + frias) Densidade = 10 7 a átomos/m 3 (10 3 a 10 6 mais denso do que o MI na sua vizinhança)

27 Fotografias no visível de uma nuvem típica escura de poeira luz das estrelas completamente obscurecida Neb.de emissão Visão da nuvem no infravermelho Nuvens frias emitem fortemente no IR

28 Nebulosa da Cabeça do Cavalo Nuvem escura de poeira cercada por uma brilhante nebulosa de emissão

29 Nuvens escuras interestelares Espectro de absorção Linhas de absorção das nuvens são mais estreitas do que as da estrela Podemos observar a radiação visível emitida por uma nuvem somente se tiver uma estrela nas proximidades dela

30 RADIAÇÃO DE 21 CM Método mais eficiente: emissão em rádio da linha de 21 cm do H mapeamento das nuvens de gás de H neutro informações sobre densidade, temperatura e movimentos internos das nuvens de gás

31 O gás interestelar emite radiação de baixa energia, devido a transição do H para um estado de energia um pouco mais baixo = próton e elétron rotando em diferentes direções.

32 Observações em diferentes regiões do espaço: linhas deslocadas devido ao movimento das nuvens em relação a Terra.

33 NUVENS MOLECULARES H 2 é esperado como sendo o mais abundante na nuvem molecular mas emite só no UV. O gás e poeira existente nas nuvens moleculares absorvem ou espalham a radiação UV emitida pela molécula de H 2. A presença de H 2 só foi provada pela observação do espectro UV de poucas estrelas perto das bordas das nuvens densas Observações usam outras moléculas: CO, HCN, NH 3, H 2 O, CH 3 OH, H 2 CO T ~ K e densidade ~ moléculas/m 3 Existem hoje mais de 100 espécies moleculares detectados

34 As nuvens mais densas são também muito frias (20 K). Estas nuvens tendem a conter moléculas ao invés de átomos. Transições entre estados rotacionais de uma molécula emitem fótons na frequência de rádio. H 2 CO - formaldeído

35 Espectro de emissão do formaldeído (H 2 CO) em diferentes partes de M20:

36 Mapa de CO em emissão do plano da Galáxia. Regiões brilhantes são complexos de nuvens moleculares onde moléculas são mais abundantes e há formação estelar. Complexos de nuvens moleculares = nuvens moleculares gigantes (NMG): podem formar cerca de milhões de estrelas como o Sol.

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