11

1

Sergio PillingSergio Pilling

MinicursoMinicurso::Astroquímica e Astroquímica e AstrobiologiaAstrobiologia

sergiopilling@yahoo.com.brsergiopilling@yahoo.com.br

2

Aula 1:Aula 1:A Evolução Química do Universo:A Evolução Química do Universo:Nucleossínteses, Evolução estelar, Meio interestelar, Moléculas.Nucleossínteses, Evolução estelar, Meio interestelar, Moléculas.

Aula 2:Aula 2:Astroquímica:Observações (IR e Radio), teoria e experimentos.

Aula 3:Aula 3:AstrobiologiaAstrobiologia::Exoplanetas, Exoplanetas, habitabilidadehabitabilidade, , panspermiapanspermia, , extremofilosextremofilos. . 

22

3

Aula 1:Aula 1:A Evolução Química do Universo:A Evolução Química do Universo:Nucleossínteses, Evolução estelar, Meio interestelar, Moléculas.Nucleossínteses, Evolução estelar, Meio interestelar, Moléculas.

4

BigBang

33

5

A teoria do BigBang

Partículas elementaresPartículas elementares

1ºs Núcleos1ºs Núcleos

1ºs Átomos     1ºs Átomos     

((H, He,H, He, Li, BeLi, Be))

1ºs prótons e nêutrons1ºs prótons e nêutrons

Big Big bangbang

2ª geração de estrelas2ª geração de estrelas1ª geração de estrelas1ª geração de estrelas

......1ªs moléculas1ªs moléculas1ªs moléculas orgânicas1ªs moléculas orgânicasSurgimento da vidaSurgimento da vidaHojeHoje

RCF ~ 2.7 KRCF ~ 2.7 K

6

Universo primitivo (até ~ 1 seg )Formação das partículas elementares e hadrons

Energia radiante (raios gama) é convertida em matéria e antiEnergia radiante (raios gama) é convertida em matéria e anti‐‐matéria.  matéria.  ((EqEq Einstein, E = m.cEinstein, E = m.c22))

Partículas elementares Partículas elementares ~10‐32 até 10‐6 segundos

Formação dos Formação dos hadronshadrons10−5 seg até ~1 seg

AntiAnti‐‐partículas (1/1bi)?partículas (1/1bi)?Ex. antiEx. anti‐‐elétron (pósitron)elétron (pósitron)?? ??

?? ??

44

7

Nucleossíntese primordial (~10 seg até ~ 5 min )

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 outros elementos leves como Lítio, Deutério e Berílio.

Nessa época oNessa época oUniverso era parecido Universo era parecido com  o núcleo do Sol.com  o núcleo do Sol.

Uma sopa de Uma sopa de partículas ionizadas partículas ionizadas 

(PLASMA)(PLASMA)

8

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 clássicaVisão 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)radiação cósmica de fundo (2.7K)

55

9

1ªs estrelas e nucleossíntese estelar  (~ 1bi ano)

Nuvem de Nuvem de átomos de H, Heátomos de H, He

10

1ªs estrelas e nucleossíntese estelar  (~ 1bi ano)

•• Estrelas do tipo solarEstrelas do tipo solarQueima do hidrogênio (cadeia pQueima do hidrogênio (cadeia p‐‐p)p)

~4.002

~ 4,029amu

amu

66

11

1ªs estrelas e nucleossíntese estelar  (~ 1bi ano)

Exemplo de reaçõesExemplo de reações

•• Estrelas do grade massaEstrelas do grade massa

12

1ªs estrelas e nucleossíntese estelar  (~ 1bi ano)

77

13

1ªs estrelas e nucleossíntese estelar  (~ 1bi ano)

Estagio finais de estrelas do grade massaEstagio finais de estrelas do grade massa

Estágios finais de estrelas do tipo solarEstágios finais de estrelas do tipo solar

anã branca

Nebulosa Planetária

Supernova

Estrelas de nêutrons, buraco negro

..

14

1ªs estrelas e nucleossíntese estelar  (~ 1bi ano)

88

15

Biografia das estrelas

Vento estelar forte

Vento estelar forte

16

Biografia das estrelas (cont.)Vento estelar forteVento estelar forte

SolSol

99

17

Como as estrelas, apareceram aos aglomerados de estrelas

M22, um aglomerado globular

aglomerado aberto Pleiades

Aldebaran (gigante vermelha)

18

e galáxias e aglomerados de galáxias

Galaxy Cluster Abell 2218 (Gravitational Lensing))

Andromeda (nossa vizinha)

Colisões de galáxias

1010

19

O vento estelar as moléculas

••Vento solar (auroras, tempestades solares,...)Vento solar (auroras, tempestades solares,...)

••Vento estelar Vento estelar  envoltenvoltóório rio circunstelarcircunstelar

20

Vento estelar, material circunstelar e meio interestelar

•• Vento estelar Vento estelar  material material circunstelarcircunstelar (estrutura em forma de disco, (estrutura em forma de disco, esfesféérica, bipolar, jatos polares) rica, bipolar, jatos polares)  meio interestelarmeio interestelar

Envoltório de Estrela gigante vermelha M < 8 Msol(ilustração)

Nebulosa PlanetáriaNebulosa da Ampulheta (MyCn 18)

1111

21

Abel 39Abel 39

NGC 6751

Twin Jet Nebula M2‐9

Mais ventos de nebulosa Planetárias

NGC 6826

22

Vento de estrela supermassiva M ~ 120 MsolEta Carinae

Material depositado Material depositado no meio interestelarno meio interestelar

1212

23

Ventos de uma remanescentes de Ventos de uma remanescentes de supernovasupernovanebulosa do caranguejo

Material depositado Material depositado no meio interestelarno meio interestelar

24

NGC 3603NGC 3603

•• Evolução estelar Evolução estelar  ventos ventos  Enriquecimento do meio interestelar Enriquecimento do meio interestelar (elemento e moléculas)(elemento e moléculas)

•• Formação de novas estrelas (+ ricas em metais)Formação de novas estrelas (+ ricas em metais)

O meio interestelar (o espaço entre as estrelas)

Campo de radiação forte (UV, Raios X)

Gás ionizado

HII (~104 K)

1313

25

Propriedades do meio interestelar

•• Composição:Composição: Átomos, Moléculas, Agregados moleculares, grãos Átomos, Moléculas, Agregados moleculares, grãos de poeira (agregados de moléculas refratarias. Carbono, Silicatode poeira (agregados de moléculas refratarias. Carbono, Silicatos) e  s) e  radiação (radiação (fotonsfotons, , eletronseletrons, íons e raios cósmicos), íons e raios cósmicos)

26

Propriedades do meio interestelar

•• Regiões do MI:Regiões do MI: Nebulosas, Nuvens difusas (quente e rarefeitas Nebulosas, Nuvens difusas (quente e rarefeitas N<1N<1); Regiões ionizadas (HII, ); Regiões ionizadas (HII, T~10T~1044KK); Nuvens densas (); Nuvens densas (N~10N~1055), ), Nuvens Moleculares (Nuvens Moleculares (T~10KT~10K); Glóbulos de ); Glóbulos de bockbock; Discos proto; Discos proto‐‐planetários, Envoltórios planetários, Envoltórios circunstelarescircunstelares, Nebulosas planetárias e , Nebulosas planetárias e outros.outros.

1414

27

Cerca de 99% da matéria interestelar écomposta de gás. A poeira constitui cerca de 1%.

Destes 99% temos que cerca de 90% éformado por H ou H2, cerca de 9% é He e apenas 1% é formado por elementos mais pesados do que o hélio.

O gás interestelar

28N ~ 104 cm-3 T~10-50K!

Nuvens Moleculares (moléculas na fase gasosa e condensada)

Horse head nebula Black cloud Nebuloa (B68)

1515

29

30

Cruzeiro do Sul e a nebulosa do saco de carvão

1616

31

Radiação em 21 cmEm 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.

5.9x10‐6 eV

Modelos dos braços Modelos dos braços espirais da Galáxiaespirais da Galáxia

Mapa da Mapa da GálaxiaGálaxia em em 21cm21cm

32

Observando em diferentes comp. de onda temos acesso a diferentes estruturas do MI.

Poeira

Nebulosas de reflexão

Gás quente,regiões de formação estelar

1717

33

Al2O4 (temp ~ 1700K); silicatos (temp ~ 1400K)

Moléculas carbonaceas (C, PAHs, SiC)Moléculas voláteis – mantos (H2O, CH4…)

Grão circunstelar/ interestelar

Sedl

may

r19

94

A poeira interestelar

ventovento

34Sedlmayr 1994

Processos de crescimento dos grãos

1818

35

GrãosGrãos interestelares e a interestelares e a formaformaççãoão do Hdo H22

A

‐‐Probabilidade de reação na fase gasosa Probabilidade de reação na fase gasosa baixa.baixa.

‐‐ Grãos (Grãos (T~10KT~10K) agem como catalisadores.) agem como catalisadores.

36

X-rays

UV

Formação de outras moléculas no espaço

UV

Partículas energéticas

X-rays

HCOOH

HCOOH

X-ray

++

??Partículas energéticas

1919

37

Algumas reações típicas na fase gasosa e fase condensada.

38

Como essas moléculas são detectadas?

RadiotelescopiosRadiotelescopios((linhaslinhas rotacionaisrotacionais))

TelescopiosTelescopios InfravermlhosInfravermlhos((bandasbandas vibracinaisvibracinais))

ItapetingaItapetinga, SP, SP

VLAVLA

W33a, Proto estrela W33a, Proto estrela –– Gelo orgânico!Gelo orgânico!

SPITZER

ISO

2020

39

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.

Astroquímica (Laboratório de Astrofísica Molecular)

40

Astroquímica: Observacional +Teórica + Experimental

FOTON

k,,1/2 ...

E, , ...

Gás Gelo

2121

41

Andrew M. Andrew M. ShawShaw, 2006, Astrochemistry: , 2006, Astrochemistry: FromFrom AstronomyAstronomy to to AstrobiologyAstrobiology, , WileyWiley

MinhMinh Y.C. & Y.C. & VanVan DishoeckDishoeck E. F., E. F., AstochemistryAstochemistry: : FromFrom Molecular Molecular CloudsClouds to to PlanetaryPlanetary SystemsSystems, , ProceedingsProceedings of IAU 197, 2000.of IAU 197, 2000.

TielensTielens A. G. G. M., A. G. G. M., TheThe PhysicsPhysics andand ChemistryChemistry of of interstellarinterstellarMediumMedium, , CambrigdeCambrigde, 2005., 2005.

PirronelloPirronello V., V., KrelowskiKrelowski J. & J. & ManicòManicò G., G., SolidSolid StateStateAstrochemistry, NATO Astrochemistry, NATO ScienceScience Series, Series, KluwerKluwer AcademicAcademicPublishersPublishers, 2000., 2000.

KwokKwok S & S & SandfordSandford S., S., OrganicOrganic MatterMatter in in SpaceSpace, , ProceedingsProceedings of of IAU 251, 2008.IAU 251, 2008.

D.C. Lis, G.A. D.C. Lis, G.A. BlakeBlake & E. & E. HerbstHerbst, ., Astrochemistry: , ., Astrochemistry: RecentRecent sucessessucessesandand currentcurrent challengeschallenges, , ProceedingsProceedings of IAU 23, 2006.of IAU 23, 2006.

Bibliografia Recomendada

42Continuamos na próxima aula.Continuamos na próxima aula.