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Berçários Estelares : O Meio Interestelar e Formação de Estrelas Heloísa Boechat GEA / Observatório do Valongo / UFRJ Meio Interestelar IC2944 Nuvem de Gás e poeira Glóbulos em IC2944 Fragmentos Duas nuvens, uma sobreposta a outra - bloqueiam a luz FOTOABSORÇÃO I0 Átomos I Moléculas E = h Grãos A matéria interestelar provoca extinção (absorção + espalhamento) da luz das estrelas NGC 6334 Nebulosa Pata de Gato Constelação Escorpião tamanho: 35' x 20' Betelgeuse Nebulosa em Orion: Cabeça de Cavalo Rigel Orion 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 CO2 H2 H2 NH3 1 pc = 3.26 a.l. Glóbulo de Bok Nuvem Molecular Gás e Grãos, PAHs, moléculas orgânicas grafite, diamante, safiras, etc. Colapso Barnad 68 T= -263 C 500 anos-luz da Terra Colapso gravitacionalDensidade aumenta Temperatura H H H H 10.000 UA H 1 UA = 8 minutos luz Após cerca de 100.000 anos de contração, temperatura e a densidade atingem valores muito elevados, iniciam-se finalmente as fusões nucleares H+HD++ Reação Nuclear D T 20 keV 20 keV Fusão Produto 3.5 MeV 4He 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 Hélio Carbono até ao seu esgotamento Berçário Estelar Estrelas de diversos tamanhos e tipos Aglomerado Pilares Pleiades Visível Infravermelho Nebulosa Roseta - Distância 5.000 anos luz , 100 anos luz de diâmetro centro - aglomerado de estrelas Vermelho Hidrogênio Verde Oxigênio Azul Enxofre Filamentos escuros poeira grãos interestelares 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 Branca 10 <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 Interestelar Enriquecendo-o Já nas atmosferas Estelares são formadas as Moléculas Emissão rádio da molécula CO transição rotacional Fina camada de gás molecular ao redor da Estrela carbonada TT Cyn Nebulosa Planetária NGC3132 Diamante Grafite Fulereno Átomos de Carbono arranjados em estruturas cristalinas e periódicas Benzeno C H Nebulosa Planetária CRL 618 detectado - Benzeno C6H6 Comparação do Espectro de emissão de Orion com o Espectro de uma mistura de PAHs. 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 Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos Metanol ÁGUA MONÓXIDO DE Radiação UV Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos GRÃOS DE CARBONO DIÓXIDO DE SILICATO CARBONO Formação de moléculas complexas em grãos Quinonas Água na Nebulosa de Orion Emissão no Infravermelho é o resultado de transição vibracional da molécula de H2O (água). Quinona Gelo de H2O Etanol CH3CH3OH HC7N Absorção ou Emissão de Radiação em Moléculas Transições Eletrônicas Elétrons de Camada Interna Raios- X Elétrons de Valência Ultravioleta, Visível Transições Vibracionais Infravermelho Transições Rotacionais Rádio (microondas) XMM Chandra UV ISO H H C O 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. Nuvem enriquecida Nuvens moleculares contração formação de estrelas, seus planetas e cometas. - Sol nasceu de uma nuvem enriquecida com complexas moléculas orgânicas. Clorofila As cetonas aromáticas, quinonas, 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. Etano Acetonitrila Fulereno Aminoácidos Acetileno Acetileno FIM
