Ber

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Berçários Estelares O Meio Interestelar e
Formação de Estrelas
Astronomia para Poetas

• Heloísa Boechat
• GEA / Observatório do Valongo / UFRJ

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Meio Interestelar
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IC2944
Nuvem de Gás e poeira
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Glóbulos em IC2944
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Fragmentos
Duas nuvens, uma sobreposta a outra - bloqueiam
a luz
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FOTOABSORÇÃO
Átomos
I0
I
Moléculas
Grãos
E h?
A matéria interestelar provoca extinção
(absorção espalhamento) da luz das estrelas
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(No Transcript)
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NGC 6334 Nebulosa Pata de Gato
Constelação Escorpião tamanho 35' x 20'
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Betelgeuse
Rigel
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Orion
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(No Transcript)
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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

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Nestas regiões acontece a Formação das
Estrelas
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Nuvem gigante divide-se em fragmentos menores que
darão origem às estrelas
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A) Nuvem Molecular Escura
CO2
H2
H2
NH3
1 pc 3.26 a.l.
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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
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Colapso gravitacional?Densidade aumenta
?Temperatura
H
H
H
H
H
1 UA 8 minutos luz
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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 ? ?
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(No Transcript)
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A Fornalha Nuclear do Centro das Estrelas

• Produzindo o brilho e a Luminosidade
• Radiação

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Proto-estrela, com jato bipolar de matéria,
expulsa o gás e a poeira da sua vizinhança mais
próxima
22
(No Transcript)
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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.

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Já foram descobertos 100 planetas fora do
Sistema Solar com tamanhos de Júpiter ou maiores.
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continuarão a queimar o Hidrogênio
?Hélio?Carbonoaté ao seu esgotamento
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Nebulosa galáctica NGC 3603
Berçário Estelar
Estrelas de diversos tamanhos e tipos
Aglomerado
Pilares
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Pleiades
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Visível
Infravermelho
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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
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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

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Diagrama H-R para algumas das estrelas mais
brilhantes do céu (d lt 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.

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Evolução das estrelas
depende de sua massa inicial 0.8 lt M lt 10 MSOL
H? He, C ? Gigante Vermelha ?
Nebulosa Planetária ? Ana Branca 10 ltMlt 25MSOL
He, C, O, Ne, Mg ? Gigante
Vermelha ? Supernova ? Estrela da Nêutrons 25 ltMlt
100 MSOL He, C, O, Ne, Mg ? Fe ?Wolf-Rayet ?
Supernova ? Buraco Negro
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Anãs Marrons M lt 0.08 MSOL descobertas em 1995
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Os átomos carbono Coxigênio O silício Si...
são sintetizados nas estrelas Ejetados no Meio
InterestelarEnriquecendo-o
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• 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
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Nebulosa Planetária NGC3132
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Fulereno
Diamante
Átomos de Carbono arranjados em estruturas
cristalinas e periódicas
Grafite
Benzeno
C H
38
Nebulosa Planetária CRL 618 detectado - Benzeno
C6H6
39
(No Transcript)
40
(No Transcript)
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Água na Nebulosa de Orion
Emissão no Infravermelho é o resultado de
transição vibracional da molécula de H2O (água).
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Quinona
Gelo de H2O
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Etanol CH3CH3OH
HC7N
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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)

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XMM Chandra
UV
ISO
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Formaldeído
Ondas rádio
Frequência
Transição rotacional ? emissão na faixa rádio
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(No Transcript)
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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
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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.

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Nuvem enriquecida
Nuvens moleculares ?contração ? formação de
estrelas, seus planetas e cometas. - Sol nasceu
de uma nuvem enriquecida com complexas moléculas
orgânicas.
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Clorofila
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.
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Etano
Acetonitrila
Fulereno
Aminoácidos
Acetileno
Acetileno
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FIM