minicurso: astroquímica e astrobiologia (iv eif-ufba-jul2011).pdf · atomossíntese primordial (...
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Sergio PillingSergio Pilling
MinicursoMinicurso::Astroquímica e Astroquímica e AstrobiologiaAstrobiologia
[email protected]@yahoo.com.br
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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. .
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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.
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BigBang
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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
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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)?? ??
?? ??
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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)
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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)
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
Nuvem de Nuvem de átomos de H, Heátomos de H, He
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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
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
Exemplo de reaçõesExemplo de reações
•• Estrelas do grade massaEstrelas do grade massa
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
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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
..
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
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Biografia das estrelas
Vento estelar forte
Vento estelar forte
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Biografia das estrelas (cont.)Vento estelar forteVento estelar forte
SolSol
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Como as estrelas, apareceram aos aglomerados de estrelas
M22, um aglomerado globular
aglomerado aberto Pleiades
Aldebaran (gigante vermelha)
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e galáxias e aglomerados de galáxias
Galaxy Cluster Abell 2218 (Gravitational Lensing))
Andromeda (nossa vizinha)
Colisões de galáxias
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O vento estelar as moléculas
••Vento solar (auroras, tempestades solares,...)Vento solar (auroras, tempestades solares,...)
••Vento estelar Vento estelar envoltenvoltóório rio circunstelarcircunstelar
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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
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Abel 39Abel 39
NGC 6751
Twin Jet Nebula M2‐9
Mais ventos de nebulosa Planetárias
NGC 6826
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Vento de estrela supermassiva M ~ 120 MsolEta Carinae
Material depositado Material depositado no meio interestelarno meio interestelar
1212
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Ventos de uma remanescentes de Ventos de uma remanescentes de supernovasupernovanebulosa do caranguejo
Material depositado Material depositado no meio interestelarno meio interestelar
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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
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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)
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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
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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)
1616
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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
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Observando em diferentes comp. de onda temos acesso a diferentes estruturas do MI.
Poeira
Nebulosas de reflexão
Gás quente,regiões de formação estelar
1717
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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
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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.
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X-rays
UV
Formação de outras moléculas no espaço
UV
Partículas energéticas
X-rays
HCOOH
HCOOH
X-ray
++
??Partículas energéticas
1919
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Algumas reações típicas na fase gasosa e fase condensada.
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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
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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)
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Astroquímica: Observacional +Teórica + Experimental
FOTON
k,,1/2 ...
E, , ...
Gás Gelo
2121
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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.
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Bibliografia Recomendada
42Continuamos na próxima aula.Continuamos na próxima aula.