MEIO INTERESTELAR O espaço interestelar é o local onde

estrelas “nascem” e onde elas

retornam quando “morrem”.

Rica em gás e poeira e distribuída

de modo tênue através das regiões

escuras entre as estrelas, a matéria

interestelar ocasionalmente

“brilha” como nebulosa ou contrai

para formar novas estrelas (as

vezes planetas).

Nebulosa da Águia (10 anos-luz).

Berçário de formação de estrelas:

radiação destas estrelas novas

excita o gás circundante, que re-

emite luz em cores variadas

dependendo da abundância dos

elementos químicos

(vermelho = H, azul = O)

Regiões escuras contém matéria interestelar:

bloqueia a luz vinda das estrelas

Regiões brihantes: conjuntos de estrelas

região de 30o

da Galáxia

A Via-Láctea fotografada de horizonte a horizonte (~180º)

Regiões brilhantes = conjuntos de estrelas

Regiões escuras = regiões de matéria interestelar

que bloqueia a luz vinda das estrelas

A matéria existente entre as estrelas consiste de:

• gás

• poeira

meio interestelar

Gás: átomos: 10-10 m (0.1 nm) décimo de bilionésimo

pequenas moléculas: < 10-9 m (1 nm)

Poeira: grupos de átomos e moléculas

grão de poeira típico: 10-7 m (100 nm)

Distribuição da matéria interestelar é irregular

O componente que mais obscurece a luz visível é a

POEIRA (menor quantidade do que o gás- 1 grão de poeira para

cada trilhão de átomos)

Um feixe de luz pode ser espalhado ou absorvido

somente por partículas de tamanhos comparáveis

ou maiores do que o da radiação incidente.

Regiões de poeira são transparentes à radiação

infravermelha e rádio e opacas à radiação no

óptico, UV e raio-X

A atenuação total da luz de estrelas pelo

meio interestelar chama-se EXTINÇÃO

A luz é mais atenuada em menores

estrelas tendem a parecer mais avermelhadas

AVERMELHAMENTO INTERESTELAR

absorção ou espalhamento

da luz visível vinda das

estrelas pela nuvem de

poeira

luz vermelha vinda das

estrelas não é espalhada

ou absorvida pela nuvem

de poeira

Diminuição da

intensidade da curva

de corpo negro dá

estimativa do quanto a

luz é atenuada

A luz azul é mais

atenuada

Espectro original

da estrela

Linhas de absorção:

identificam o tipo

original da estrela

Conhecendo o tipo,

têm-se a curva de

corpo negro original

da estrela

Diminuição da

intensidade da curva

de corpo negro dá

estimativa do quanto a

luz é atenuada

O estudo do espectro

dá a estimativa da

quantidade e do

tamanho dos grãos

Medidas de mais estrelas em várias direções: mapeamento

do meio interestelar na vizinhança solar

Nenhum local na nossa galáxia é destituído de matéria

Em média a densidade do meio interestelar é

extremamente baixa: 106 átomos por m3 REGIÕES VARIAM DE 104 A 109 ÁTOMOS/M3

(melhor vácuo conseguido em lab : 1010 moléculas/m3)

Em média há somente 1 grão de poeira para cada

trilhão de átomos: 10-6 grãos/m3 (1000 grãos/km3)

(Poeira é mais rara do que átomos e moléculas)

A densidade de matéria interestelar é baixa, mas o

volume do universo é muito grande: na vizinhança do

sol a massa existente no meio interestelar é da ordem

da massa existente em estrelas.

Terra -centauri 1 m2

Exemplo:

Contém > 1010 (dezenas de bilhões) de partículas de poeira

Mas como o meio interestelar sendo tão pouco denso

pode atenuar tanto a luz vinda das estrelas??

Um grande número de partículas interestelares é

acumulado entre as estrelas!!!!

1.3 pc (41016 m)

Composição química

Gás interestelar:

•90% de H (atômico e molecular)

• 9% de He

• 1% de elementos + pesados

C, O, Si,Mg e Fe são menos abundantes no gás

interestelar do que nas estrelas

Grãos: formados por silicatos, grafite e ferro contém

tb gelo sujo (água + amônia + metano)

Indicativo de que a sub-abundância de C,O,Si,Mg

e Fe no gás interestelar está sob forma de grãos

Grãos são formados no gás interestelar

NEBULOSAS DE EMISSÃO

VIA LACTÉA(180o completos) regiões de poeira interestelar

Nebulosas de emissão

São regiões de gás ionizado

por estrelas jovens recém

formadas

Nem todas as nuvens

de gás aparecem como

nuvens escuras

Estrelas jovens e quentes do tipo O-B produzem

bastante radiação UV que ionizam o gás interestelar ao

redor destas estrelas

Quando os elétrons voltam

a se recombinar com o

átomo, ocorrem transições

para níveis mais baixos, é

emitida radiação visível

(principalmente série de

Balmer) fazendo com que

as nuvens de gás

“brilhem”.

Fótons UV da estrela são

transformados em fótons no visível

Nebulosa da Águia (M16) Diâm = 8 pc

Dens = 9x107 part/m3

M = 600 M

T = 8000 K

Fotoevaporação das nuvens

pelas estrelas quentes: primeiro

regiões menos densas,

sobrando as mais densas

A cor verdadeira da maior

parte da radiação emitida é

avermelhada 6563 Å

(linha do H [H])

Radiação emitida pelo

hidrogênio

Neb Lagoon M8 Diâm=14pc

Dens= 8x107 part/m3

M= 2600 M

T= 7500 K

1pc = 3.09×1013 Km

Dark Nebula = nuvem de poeira

Emission Nebula = brilha devido à

presença de estrelas quentes

nebulosa Trífida (M20)

Faixas de poeira

Nebulosa de reflexão: luz da estrela

espalhada pela nuvem (luz azul)

Regiões brilhantes

(cor falsa) de

formação estelar

(principalmente no

interior das

camadas de

poeira)

MECÂNICA DOS TIPOS DE NEBULOSA

Espalhamento: processo no qual a luz é absorvida e

re-erradiada pelas partículas pelas quais ela passa.

Exemplo: quando a luz vinda do Sol passa através

da atmosfera da Terra A luz azul é mais

facilmente espalhada

do que a luz vermelha

Espalhamento Rayleigh: a luz azul é

mais espalhada pq o comprimento

de onda da luz azul (400 nm) é

próximo ao tamanho das moléculas

de ar do que o comp. de onda da luz

vermelha (700 nm).

ESPECTRO DA NEBULOSA

Espectros da nebulosa brilhante e das

estrelas são diferentes, pois as condições

físicas de ambos diferem.

Estrelas corpo negro + linhas de absorção

NGC 2346

0.2 pc de extensão

D = 700 pc

Nebulosas de

emissão, formadas

por gás quente e de

baixa densidade,

produzem linhas de

emissão no espectro

(c) Um gás quente

de baixa densidade

possui um

espectro com

linhas de emissão.

Estas linhas são

características da

composição

química do gás

(b) Um gás frio de baixa

densidade possui um espectro

de linhas de absorção

superpostas no espectro

contínuo. Estas linhas são

características da composição

química do gás e aparecem no

mesmo das linhas de

emissão produzidas pelo

mesmo gás a + alta

temperatura

NUVENS ESCURAS

90% do meio interestelar é composto por regiões

escuras (sem estrelas e sem nebulosas brilhantes)

Temperatura típica de uma região escura= 100 K congelamento da água T=273 K

movimentos atômicos e moleculares cessam T=0K

Nuvens escuras de poeira T ~ dezenas de K (regiões + frias)

Densidade = 107 a 1012 átomos/m3 (103 a 106 x mais denso do

que o meio na sua vizinhança

Fotografias no visível de uma nuvem típica escura de poeira

luz das estrelas completamente obscurecida

Visão da nuvem no infravermelho

Nuvens frias emitem fortemente no IR

Neb.de emissão

Nebulosa da Cabeça do Cavalo

Nuvem escura de poeira cercada por uma

brilhante nebulosa de emissão

Espectro de absorção

Linhas de absorção das

nuvens são mais estreitas

do que as da estrela

Podemos observar a

radiação visível emitida

por uma nuvem somente

se tiver uma estrela nas

proximidades dela

Nuvens escuras interestelares

Baixíssima densidade:

5000 átomos/m3

T: 500.000 K

Região que envolve

nosso sistema solar:

BOLHA LOCAL: 100 pc

Contém cerca de

200.000 estrelas

BOLHAS DE GÁS EXTREMAMENTE QUENTE Bolhas interestelares super aquecidas – meio internuvens

TEORICAMENTE O MEIO INTERESTELAR

ABSORVERIA TODA A RADIAÇÃO UV

EXTREMA (1 A 30 NM)

Podemos detectar radiação

UV extrema de estrelas

porque estamos dentro desta

bolha (o gás quente é

transparente à radiação UV

extrema)

RADIAÇÃO DE 21 CM

• Para observar a luz visível emitida pelas nuvens

é necessário uma estrela próxima : esta técnica é

somente aplicável a regiões + próximas da Terra

• somente as nuvens de poeira mais densas

emitem o suficiente de radiação no IR para ser

detectada por instrumentos

Método mais eficiente:

emissão em rádio da linha de 21 cm do H

• mapeamento das nuvens de gás de H neutro

• informações sobre densidade, temperatura, movimentos

internos das nuvens de gás

O gás interestelar emite radiação de baixa energia, devido a

transição do H para um estado de energia um pouco mais

baixo = próton e elétron rotando em diferentes direções

Observações em diferentes

regiões do espaço: linhas

deslocadas devido ao

movimento das nuvens em

relação a Terra

NUVENS MOLECULARES

•Menos quantidade do que as nebulosas de emissão

•H2 é esperado como sendo o mais abundante na

nuvem molecular, mas emite só no UV (gás e poeira

existente nas nuvens moleculares absorvem este tipo de radiação).

Observações usam outras moléculas:

CO, HCN, NH3, H2O, CH3OH, H2CO

T ~ 20-50 K e densidade ~ 1011 moléculas/m3

Cianeto, metanol, fomaldeído

As nuvens mais densas são também as mais frias (20 K). Estas

nuvens tendem a conter moléculas ao invés de átomos.

H2CO - formaldeído

Transições entre estados rotacionais de uma

molécula emitem fótons na frequência de rádio.

Emissão do

formaldeído

(H2CO) em

diferentes partes

de M20

Absorção da

radiação de

estrelas (linhas

de absorção

mais intensas

nas faixas

escuras)

Mapa de CO em emissão do plano da Galáxia

Regiões brilhantes são complexos de nuvens

moleculares onde moléculas são mais

abundantes e há formação estelar

Complexos de nuvens moleculares: podem formar

cerca de milhões de estrelas como o Sol

UNIDADES

1 angstron (Å) = 10-10 m física atômica

1 nanometro (nm) = 10-9 m espectroscopia

1 micron (m) = 10-6 m poeira interestelar

1 centímetro (cm) = 0.01 m uso freqüente

1 metro (m) = 100 cm em astronomia

1 quilômetro (km) = 1000 m = 105 cm

Raio da Terra (R) = 6378 km astronomia planetária

Raio solar (R) = 6.96108 m sistema solar

1 unidade astronômica (UA) = 1.496108 km

1 ano-luz (al) = 9.461012 km

= 63.200 UA astronomia galáctica

1 parsec (pc) = 3.09 1013 km estrelas, aglomerados de estrelas

= 3.26 anos-luz

1 quiloparsec (Kpc) = 1000 pc galáxias, aglomerados de galáxias

1 megaparsec (Mpc) =1000 kpc cosmologia