Berçários Estelares : O Meio Interestelar e Formação de Estrelas

Heloísa BoechatGEA / Observatório do Valongo / UFRJ

Meio Interestelar

IC2944

Nuvem de Gás e poeira

Glóbulos em IC2944

Duas nuvens, uma sobreposta a outra

- bloqueiam a luz

Fragmentos

E = h

I0 I

FOTOABSORÇÃO

A matéria interestelar provoca extinção (absorção + espalhamento) da luz das estrelas

Átomos

Moléculas

Grãos

Constelação Escorpião tamanho: 35' x 20'

NGC 6334 Nebulosa Pata de Gato

Nebulosa em Orion: Cabeça de Cavalo

Betelgeuse

Rigel

Orion

Nuvens Moleculares Gigantes L - dimensões de 1 a 300 anos-luz

M - massa 1.000.000 de massas solares

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

1 pc = 3.26 a.l.

CO2

NH3

H2H2

Barnad 68 T= -263 C 500 anos-luz da TerraBarnad 68 T= -263 C 500 anos-luz da Terra

Nuvem Molecular Gás e Grãos, PAHs,moléculas orgânicas grafite, diamante, safiras, etc.

Glóbulo deBok

Colapso

Colapso gravitacionalDensidade aumenta Temperatura

10.000 UA

H

1 UA = 8 minutos luz

H

H H

H

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 Fusão Produto

4He D

T

3.5 MeV

20 keV

20 keV

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

HélioCarbono

até ao seu esgotamento

Nebulosa galáctica NGC 3603

Pilares

Berçário Estelar

Estrelas de diversostamanhos e tipos

Aglomerado

Pleiades

Visível Infravermelho

Nebulosa Roseta - Distância 5.000 anos luz , 100 anos luz de diâmetro centro - aglomerado de estrelas

Filamentos escuros poeira grãos interestelares

Vermelho Hidrogênio Verde OxigênioAzul Enxofre

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 Branca10 <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 InterestelarEnriquecendo-o

Fina camada de gás molecular ao redor da Estrela carbonada TT Cyn

Já nas atmosferas Estelares são formadas as Moléculas

Emissão rádio da molécula CO

transição rotacional

Nebulosa Planetária NGC3132

Grafite

FulerenoDiamante

Átomos de Carbonoarranjados em estruturas cristalinas e periódicas

CH

Benzeno

Nebulosa Planetária CRL 618detectado - Benzeno C6H6

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

Comparação do Espectro de emissão de Orion com o Espectro de uma mistura de PAHs.

Formação de moléculas complexas em grãos

Radiação UV

HidrocarbonetosAromáticosPolicíclicos

Hidrocarbonetos

Aromáticos

Policíclicos

QuinonasMetanol

GRÃOS DE

SILICATO DIÓXIDO DE

CARBONO

MONÓXIDO DE

CARBONO

ÁGUA

Emissão no Infravermelho é o resultado de transição vibracional da molécula de H2O (água).

Água na Nebulosa de Orion

Quinona

Gelo de H2O

EtanolCH3CH3OH

HC7N

Transições Eletrônicas Elétrons de Camada Interna Raios- XElétrons de Valência Ultravioleta, Visível

Transições Vibracionais Infravermelho

Transições Rotacionais Rádio (microondas)

Absorção ou Emissão de Radiação em Moléculas

ISO

XMMChandra UV

H

OC

H

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.

Nuvens moleculares contração formação de estrelas, seus planetas e cometas. - Sol nasceu de uma nuvem enriquecida com complexas moléculas orgânicas.

Nuvem enriquecida

As cetonas aromáticas, qui-nonas, 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.

Clorofila

Aminoácidos

AcetilenoAcetileno

Fulereno

Etano

Acetonitrila

FIM