Minicurso: Astroquímica e Astrobiologia

Minicurso:
Astroquímica e Astrobiologia
Sergio Pilling
[email protected]
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Aula 1:
A Evolução Química do Universo:
Nucleossínteses, Evolução estelar, Meio interestelar, Moléculas.
Aula 2:
Astroquímica:
Observações (IR e Radio), teoria e experimentos.
Aula 3:
Astrobiologia:
Exoplanetas, habitabilidade
, panspermia
panspermia, , extremofilos
extremofilos. . Exoplanetas, habitabilidade, 2
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Aula 1:
A Evolução Química do Universo:
Nucleossínteses, Evolução estelar, Meio interestelar, Moléculas.
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BigBang
2
A teoria do BigBang
Hoje
Surgimento da vida
1ªs moléculas orgânicas
1ªs moléculas
...
2ª geração de estrelas
1ª geração de estrelas
1ºs Átomos (H, He, Li, Be)
Li, Be)
RCF ~ 2.7 K
1ºs Núcleos
1ºs prótons e nêutrons
Partículas elementares
Big bang
Big bang
5
Universo primitivo (até ~ 1 seg )
Formação das partículas elementares e hadrons
Energia radiante (raios gama) é convertida em matéria e anti‐
Energia radiante (raios gama) é convertida em matéria e anti‐matéria. (Eq Einstein, E = m.c2)
Partículas elementares ~10‐32 até 10‐6 segundos
Formação dos hadrons
Formação dos hadrons
10−5 seg até ~1 seg
?
?
?
?
Anti‐
Anti‐partículas (1/1bi)?
Ex. anti‐
Ex. anti‐elétron (pósitron)
6
3
Nucleossíntese primordial (~10 seg até ~ 5 min )
Nessa época o
Universo era parecido com o núcleo do Sol.
Uma sopa de partículas ionizadas (PLASMA)
No fim da era da nucleossíntese a composição da matéria bariônica do universo era de 74% prótons, 24% núcleos de hélio e traços de núcleos de 7
outros elementos leves como Lítio, Deutério e Berílio.
Atomossíntese primordial ( de 5 min até ~ 380 000 anos)
Ao longo dos primeiros 380 mil anos a temperatura do universo decresceu bastante chegando ate cerca de 3000 K, permitindo que os núcleos formados (prótons e nêutrons) combinassem com os elétrons errantes resultando em átomos neutros (recombinação). Visão clássica
Nessa época o universo deixou de ser opaco a radiação como (o interior solar; espalhamento da luz pelos elétrons livres) e começou a ser transparente. Podendos ser observado nos dias de hoje como a radiação cósmica de fundo (2.7K)
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4
1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
Nuvem de átomos de H, He
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
• Estrelas do tipo solar
Queima do hidrogênio (cadeia p‐
Queima do hidrogênio (cadeia p‐p)
~ 4,029
amu
~4.002
10
amu
5
1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
• Estrelas do grade massa
Exemplo de reações
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
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6
1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
Estágios finais de estrelas do tipo solar
Nebulosa Planetária
Estagio finais de estrelas do grade massa
Supernova
anã branca
Estrelas de nêutrons, buraco negro
.
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
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Biografia das estrelas
Ve
nt
o es
te
la
r f
or
te
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Biografia das estrelas (cont.)
Vento estelar forte
Sol
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Como as estrelas, apareceram aos aglomerados de estrelas
Aldebaran (gigante vermelha)
M22, um aglomerado globular
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aglomerado aberto Pleiades
e galáxias e aglomerados de galáxias
Colisões de galáxias
Andromeda (nossa vizinha)
Galaxy Cluster Abell 2218 (Gravitational Lensing))
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9
O vento estelar as moléculas
•Vento solar (auroras, tempestades solares,...)
•Vento estelar 
Vento estelar  envoltó
envoltório circunstelar
rio circunstelar
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Vento estelar, material circunstelar e meio interestelar
• Vento estelar 
Vento estelar  material circunstelar
material circunstelar (estrutura em forma de disco, esfé
esférica, bipolar, jatos polares) 
rica, bipolar, jatos polares)  meio interestelar
Envoltório de Estrela gigante vermelha M < 8 Msol
(ilustração)
Nebulosa Planetária
Nebulosa da Ampulheta (MyCn 18)
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Mais ventos de nebulosa Planetárias
NGC 6751
Abel 39
NGC 6826
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Twin Jet Nebula M2‐9
Vento de estrela supermassiva M ~ 120 Msol
Eta Carinae
Material depositado no meio interestelar
22
11
Ventos de uma remanescentes de supernova
Ventos de uma remanescentes de supernova
Material depositado no meio interestelar
nebulosa do caranguejo
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O meio interestelar (o espaço entre as estrelas)
• Evolução estelar 
Evolução estelar  ventos 
ventos  Enriquecimento do meio interestelar (elemento e moléculas)
• Formação de novas estrelas (+ ricas em metais)
Campo de radiação forte (UV, Raios X)
Gás ionizado
HII (~104 K)
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NGC 3603
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Propriedades do meio interestelar
• Composição: Átomos, Moléculas, Agregados moleculares, grãos de poeira (agregados de moléculas refratarias. Carbono, Silicatos) e de poeira (agregados de moléculas refratarias. Carbono, Silicatos) e radiação (fotons
, eletrons
eletrons, íons e raios cósmicos)
, íons e raios cósmicos)
radiação (fotons, 25
Propriedades do meio interestelar
• Regiões do MI: Nebulosas, Nuvens difusas (quente e rarefeitas N<1); Regiões ionizadas (HII, T~104K); Nuvens densas (N~10
); Nuvens densas (N~105), N<1); Regiões ionizadas (HII, T~10
Nuvens Moleculares (T~10K
); Glóbulos de bock
bock; Discos proto
; Discos proto‐‐
Nuvens Moleculares (T~10K); Glóbulos de planetários, Envoltórios circunstelares
, Nebulosas planetárias e planetários, Envoltórios circunstelares, Nebulosas planetárias e outros.
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13
O gás interestelar
Cerca de 99% da matéria interestelar é
composta de gás. A poeira constitui
cerca de 1%.
Destes 99% temos que cerca de 90% é
formado por H ou H2, cerca de 9% é He
e apenas 1% é formado por elementos
mais pesados do que o hélio.
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Nuvens Moleculares (moléculas na fase gasosa e condensada)
Horse head nebula
N ~ 104 cm-3 T~10-50K!
Black cloud Nebuloa (B68)
28
14
29
Cruzeiro do Sul e a nebulosa do saco de carvão
30
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Em regiões frias e densas do MI é possível
detectarmos transições quânticas fracas que
acontecem com o átomo de hidrogênio neutro
(HI) com energias bem baixas (5.9x10-6 eV =
21cm).
Esta transição é produzida a partir de uma
súbita mudança na orientação relativa entre
os spins (campos magnéticos) do próton
nuclear e do elétron que está em órbita em
um átomo de hidrogênio.
Radiação em 21 cm
5.9x10‐6 eV
Mapa da Gálaxia
Mapa da Gálaxia em 21cm
Modelos dos braços espirais da Galáxia
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Observando em diferentes comp. de onda temos acesso a diferentes estruturas do MI.
Poeira
Nebulosas de reflexão
Gás quente,
regiões de formação estelar
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A poeira interestelar
vento
Sedlmayr 1994
Grão circunstelar/ interestelar
Al2O4 (temp ~ 1700K); silicatos (temp ~ 1400K)
Moléculas carbonaceas (C, PAHs, SiC)
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Moléculas voláteis – mantos (H2O, CH4…)
Processos de crescimento dos grãos
Sedlmayr 1994
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Grãos interestelares e a formação do H2
‐Probabilidade de reação na fase gasosa baixa.
‐ Grãos (T~10K
) agem como catalisadores.
Grãos (T~10K) agem como catalisadores.
A
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Formação de outras moléculas no espaço
X-rays
UV
UV
X-rays
Partículas
energéticas
Partículas
energéticas
?
X-ray
+
HCOOH
HCOOH
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Algumas reações típicas na fase gasosa e fase condensada.
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Como essas moléculas são detectadas?
Telescopios Infravermlhos
W33a, Proto estrela –
W33a, Proto estrela – Gelo orgânico!
(bandas vibracinais)
vibracinais)
SPITZER
ISO
Radiotelescopios
(linhas rotacionais)
rotacionais)
VLA
Itapetinga, SP
Itapetinga, SP
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Astroquímica (Laboratório de Astrofísica Molecular)
Ciência multidisciplinar que estudo da formação, destruição e
abundância de moléculas em ambientes espaciais (nuvens
moleculares, regiões de nascimento estelar, nebulosas planetárias,
discos protoplanetários, atmosferas planetárias, etc.)
Um dos temas abordados pela astroquímica é o estudo da química
orgânica pré-biótica para compreender a origem da vida na Terra.
Outro tema importante é o estudo dos gelos astrofísicos (ex.
Cometas, luas congeladas, etc.) = Física da matéria condensada
aplicada em ambientes espaciais.
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Astroquímica: Observacional +Teórica + Experimental
E, , ...
FOTON
Gás
Gelo
k,,401/2 ...
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Bibliografia Recomendada
Andrew M. Shaw
, 2006, Astrochemistry: From
From Astronomy to Andrew M. Shaw, 2006, Astrochemistry: Astrobiology, Wiley
Astrobiology, Wiley
Minh Y.C. & Van
: From
From Molecular Y.C. & Van Dishoeck E. F., Astochemistry
E. F., Astochemistry: Clouds to Planetary
Proceedings of IAU 197, 2000.
to Planetary Systems, Systems, Proceedings
Tielens A. G. G. M., The
A. G. G. M., The Physics and Chemistry of interstellar
of interstellar
Medium, Cambrigde, 2005.
, 2005.
Medium, Cambrigde
Pirronello V., Krelowski
V., Krelowski J. & Manicò
J. & Manicò G., Solid
G., Solid State
Astrochemistry, NATO Science
Astrochemistry, NATO Science Series, Kluwer
Series, Kluwer Academic
Publishers, 2000.
Publishers, 2000.
, Proceedings
Proceedings of Kwok S & Sandford
S & Sandford S., Organic
S., Organic Matter in Space
in Space, IAU 251, 2008.
D.C. Lis, G.A. Blake
, ., Astrochemistry: Recent
Recent sucesses
D.C. Lis, G.A. Blake & E. Herbst
& E. Herbst, ., Astrochemistry: and current challenges, Proceedings of IAU 23, 2006.
challenges, Proceedings
41
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Continuamos na próxima aula.
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