Berçários Estelares : O Meio Interestelar e Formação de Estrelas

1. Astronomia para Poetas Berçários Estelares :O Meio Interestelar e Formação de Estrelas Heloísa Boechat GEA / Observatório do Valongo / UFRJ

2. Meio Interestelar

3. IC2944 Nuvem de Gás e poeira

4. Glóbulos em IC2944

5. Fragmentos Duas nuvens, uma sobreposta a outra - bloqueiam a luz

6. FOTOABSORÇÃO Átomos I0 I Moléculas Grãos E = h A matéria interestelar provoca extinção (absorção + espalhamento) da luz das estrelas

8. NGC 6334 Nebulosa Pata de Gato Constelação Escorpião tamanho: 35' x 20'

9. Nebulosa em Orion: Cabeça de Cavalo Betelgeuse Rigel

10. Orion

12. 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

13. Nestas regiões acontece aFormação das Estrelas

14. Nuvem gigante divide-se em fragmentos menores que darão origem às estrelas

15. A) Nuvem Molecular Escura CO2 H2 H2 NH3 1 pc = 3.26 a.l.

16. Glóbulo deBok Nuvem Molecular Gás e Grãos, PAHs, moléculas orgânicas grafite, diamante, safiras, etc. Colapso Barnad 68  T= -263 C 500 anos-luz da Terra

17. 10.000 UA Colapso gravitacionalDensidade aumenta Temperatura H H H H H 1 UA = 8 minutos luz

18. Após cerca de 100.000 anos de contração,  temperatura e a densidade atingemvalores muito elevados, iniciam-se finalmenteas fusõesnuclearesH + H  D +  + 

19. Reação Nuclear Fusão Produto 20 keV 4He D 3.5 MeV T 14.1 MeV n 20 keV

20. A Fornalha Nuclear do Centro das Estrelas Produzindo o brilho e a Luminosidade Radiação

21. Proto-estrela, com jato bipolar de matéria, expulsa o gás e a poeira da sua vizinhança mais próxima

23. 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.

24. Já foram descobertos ~100 planetas fora do Sistema Solar com tamanhos de Júpiter ou maiores.

25. continuarão a queimar o Hidrogênio HélioCarbonoaté ao seu esgotamento

26. Nebulosa galáctica NGC 3603 Berçário Estelar Estrelas de diversos tamanhos e tipos Aglomerado Pilares

27. Pleiades

28. Visível Infravermelho

29. 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

30. 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

31. Diagrama H-Rpara 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.

32. 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

33. Anãs Marrons M < 0.08 MSOL descobertas em 1995

34. Os átomos: carbono Coxigênio O silício Si...são sintetizados nas estrelasEjetados no Meio InterestelarEnriquecendo-o

35. 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

36. Nebulosa Planetária NGC3132

37. Diamante Fulereno Átomos de Carbono arranjados em estruturas cristalinas e periódicas Grafite Benzeno C H

38. Nebulosa Planetária CRL 618 detectado - Benzeno C6H6

39. 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

40. Radiação UV Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos Metanol Quinonas ÁGUA MONÓXIDO DE CARBONO GRÃOS DE SILICATO DIÓXIDO DE CARBONO Formação de moléculas complexas em grãos

41. Água na Nebulosa de Orion Emissão no Infravermelho é o resultado de transição vibracional da molécula de H2O (água).

42. Quinona Gelo de H2O

43. Etanol CH3CH3OH HC7N

44. 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)

45. XMM Chandra UV ISO

46. Formaldeído Ondas rádio Frequência Transição rotacional emissão na faixa rádio

47. Radiotelescópio de 30m

48. 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

49. 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.

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