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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 gravitacionalDensidade 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+HD++
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
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