MEIO INTERESTELAR. O espaço interestelar é o local onde estrelas nascem e onde elas retornam quando morrem.

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1 MEIO INTERESTELAR O espaço interestelar é o local onde estrelas nascem e onde elas retornam quando morrem. Rica em gás e poeira e distribuída de modo tênue através das regiões escuras entre as estrelas, a matéria interestelar ocasionalmente brilha como nebulosa ou contrai para formar novas estrelas (as vezes planetas). Nebulosa da Águia (10 anos-luz). Berçário de formação de estrelas: radiação destas estrelas novas excita o gás circundante, que reemite luz em cores variadas dependendo da abundância dos elementos químicos (vermelho = H, azul = O)

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

3 A Via-Láctea fotografada de horizonte a horizonte (~180º) Regiões brilhantes = conjuntos de estrelas Regiões escuras = regiões de matéria interestelar que bloqueia a luz vinda das estrelas

4 meio interestelar A matéria existente entre as estrelas consiste de: gás poeira Gás: átomos: m (0.1 nm) décimo de bilionésimo pequenas moléculas: < 10-9 m (1 nm) Poeira: grupos de átomos e moléculas grão de poeira típico: 10-7 m (100 nm) Distribuição da matéria interestelar é irregular

5 O componente que mais obscurece a luz visível é a POEIRA (menor quantidade do que o gás- 1 grão de poeira para cada trilhão de átomos) 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

6 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

7 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

8 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

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

10 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 e do tamanho dos grãos Medidas de mais estrelas em várias direções: mapeamento do meio interestelar na vizinhança solar

11 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)

12 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 Um grande número de partículas interestelares é acumulado entre as estrelas!!!!

13 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

14 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

15 Estrelas jovens e quentes do tipo O-B produzem bastante radiação UV que ionizam o gás interestelar ao redor destas estrelas Quando os elétrons voltam a se recombinar com o átomo, ocorrem transições para níveis mais baixos, é emitida radiação visível (principalmente série de Balmer) fazendo com que as nuvens de gás brilhem. Fótons UV da estrela são transformados em fótons no visível

16 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 hidrogênio

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

18 MECÂNICA DOS TIPOS DE NEBULOSA

19 Espalhamento: processo no qual a luz é absorvida e re-erradiada pelas partículas pelas quais ela passa. Exemplo: quando a luz vinda do Sol passa através da atmosfera da Terra A luz azul é mais facilmente espalhada do que a luz vermelha Espalhamento Rayleigh: a luz azul é mais espalhada pq o comprimento de onda da luz azul (400 nm) é próximo ao tamanho das moléculas de ar do que o comp. de onda da luz vermelha (700 nm).

20 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

21 (b) 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 (c) Um gás quente de baixa densidade possui um espectro com linhas de emissão. Estas linhas são características da composição química do gás

22 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 x mais denso do que o meio na sua vizinhança

23 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

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

25 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

26 BOLHAS DE GÁS EXTREMAMENTE QUENTE Bolhas interestelares super aquecidas meio internuvens Baixíssima densidade: 5000 átomos/m 3 T: K Região que envolve nosso sistema solar: BOLHA LOCAL: 100 pc Contém cerca de estrelas TEORICAMENTE O MEIO INTERESTELAR ABSORVERIA TODA A RADIAÇÃO UV EXTREMA (1 A 30 NM) Podemos detectar radiação UV extrema de estrelas porque estamos dentro desta bolha (o gás quente é transparente à radiação UV extrema)

27 RADIAÇÃO DE 21 CM Para observar a luz visível emitida pelas nuvens é necessário uma estrela próxima : esta técnica é somente aplicável a regiões + próximas da Terra somente as nuvens de poeira mais densas emitem o suficiente de radiação no IR para ser detectada por instrumentos 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, movimentos internos das nuvens de gás

28 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

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

30 NUVENS MOLECULARES Menos quantidade do que as nebulosas de emissão H 2 é esperado como sendo o mais abundante na nuvem molecular, mas emite só no UV (gás e poeira existente nas nuvens moleculares absorvem este tipo de radiação). Observações usam outras moléculas: CO, HCN, NH 3, H 2 O, CH 3 OH, H 2 CO Cianeto, metanol, fomaldeído T ~ K e densidade ~ moléculas/m 3

31 As nuvens mais densas são também as mais 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

32 Emissão do formaldeído (H 2 CO) em diferentes partes de M20 Absorção da radiação de estrelas (linhas de absorção mais intensas nas faixas escuras)

33 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: podem formar cerca de milhões de estrelas como o Sol

34 UNIDADES 1 angstron (Å) = m física atômica 1 nanometro (nm) = 10-9 m espectroscopia 1 micron ( m) = 10-6 m poeira interestelar 1 centímetro (cm) = 0.01 m uso freqüente 1 metro (m) = 100 cm em astronomia 1 quilômetro (km) = 1000 m = 10 5 cm Raio da Terra (R ) = 6378 km astronomia planetária Raio solar (R ) = m sistema solar 1 unidade astronômica (UA) = km 1 ano-luz (al) = km = UA astronomia galáctica 1 parsec (pc) = km estrelas, aglomerados de estrelas = 3.26 anos-luz 1 quiloparsec (Kpc) = 1000 pc galáxias, aglomerados de galáxias 1 megaparsec (Mpc) =1000 kpc cosmologia