Aula 8: Material Interestelar e Estrelas I

Neste sábado 13/06 às 14h, no canal do curso no YouTube

Ensino de Astronomia UFABC

Matéria Interestelar e Estrelas I

1. O meio interestelar -Material interestelar -Possíveis formações

1. Estrelas I -Caracteristicas gerais -Nascimento das estrelas

Roteiro da aula:

Nebulosas

Nuvens moleculares

Definição e importância:

O Material Interestelar

-O termo material interestelar compreende todo o material encontrado no meio interestelar

- “Berçário e cemitério de estrelas”

-Noção erronea de vácuo total

Características do meio interestelar

Nebulosa de Órion

Características do meio interestelar:

● Composição do material meio: 99% Gás interestelar e 1% Poeira interestelar

● Densidade do meio é extremamente baixa: Gás: 1 átomo por cm³ (ar possui 3x10¹⁹ moléculas/cm³.)

Poeira: 100 partículas por km³

Se juntássemos todo o gás e poeira do meio interestelar contido em uma esfera do tamanho da Terra, ele caberia dentro de uma bola de ping pong.

Características do meio interestelar:

● Temperatura do meio:

Extremamente variável, a depender da presença de fontes de calor. -Em zonas escuras(sem estrelas próximas) a temperatura média é de 100K = -173,15ºC -Próximo a estrelas as temperaturas podem chegar a milhares de kelvins

Gigante Azul T>20000K

Composição Gás interestelar:

-O gás interestelar é composto basicamente por (em numero de particulas):

● 90% Hidrogênio (H) ● 9% Hélio (He) ● 1% Elementos pesados ( C, O, Si, Mg, Fe)

-Na via-láctea: 10% da massa da galáxia em que vivemos está sob forma de gás interestelar

Como é possível determinar a composição destes gases:

Estudos espectroscópicos: Absorção ou emissão

Absorção dependerá: -Densidade -Temperatura -Tipo de elemento químico que o compõe

Formação da poeira interestelar:

-São formadas principalmente após explosões de supernovas

-Muito menor que a poeira terrestre, tamanho mais parecido com a partícula de fumaça- 0.1 a 1 μm

Fonte: Revista Galileu, 2014

Composição poeira interestelar:

-Composição pouco conhecida, há indícios de que seja formada principalmente por: grafites, silicatos e ferro envoltos por uma capa de “gelo sujo” .

-Na via lactéa representa 0,1% da massa total da galaxia

O gás e a poeira do meio interestelar não ficam apenas parados, eles podem se aglomerar.

Nuvens interestelares

Região mais densa que a média do Meio Interestelar

Nebulosa Lagoa Escolhida para o 28º aniversário do Hubble 55 anos-luz de largura e 20 anos-luz de altura

Classificação de Nebulosas

Nebulosas de Poeira x Nebulosas de Emissão

Obscurecem a luz vinda de estrelas que estão atrás

Se esta estrela faz a nebulosa brilhar

Nebulosas de emissão

-Extremamente raras - 1% das nebulosas existentes -Extremamente quentes -8.000K

-Possuem ao menos uma estrela jovem e de brilho intenso em seu interior produzindo raios UV

-Tal radiação ioniza os gases (principalmente o H) ao redor da estrela, que passa a emitir luz visível.

Por que brilham?

Nebulosa da Águia Dist. Terra:7.000 anos-luz Extens.: 20 anos-luz

Nebulosa de Emissão

1 ano-luz ≅ 9,46 * 10¹² km

Nebulosas de Poeira

-Constituem 99% das nebulosas existentes -Extremamente frias -Densidade de Gás+Poeira muito alta (10³ a 10⁶ vezes mais que o seu redor) -Localizadas em regiões pobres em estrelas Também conhecidas como nebulosas escuras

Nebulosas de Poeira

-Apesar do nome, são constituídas principalmente por gás. -O nome vem devido à absorção de luz que ocorre devido à densidade de poeira se maior que a média

Nebulosa de Poeira ou escura

Nebulosa Cabeça de Cavalo Dist. Terra: 1.500 anos-luz Diamêtro: 7 anos-luz

1 ano-luz ≅ 9,46 * 10¹² km

Outros tipos de nebulosas... ● Nebulosas de reflexão:

-Parecidas com as de emissão, porém não possuem estrelas que liberam energia suficiente para a ionização dos gases. -Simplesmente refletem

Nebulosa Messier 78

● Nebulosas Planetárias -Invólucro brilhante em expansão de plasma e gás ionizado, expulso durante a fase que atravessam as estrelas gigantes vermelhas nos últimos momentos das suas vidas. -O nome é devido aos seus descobridores, no século XVIII, que observaram que a sua aparência era similar aos planetas

Nebulosa do Anel

Nebulosa Olho de Gato

O agrupamento de material interestelar pode formar também as nuvens moleculares

Sagitarius B2

Características das nuvens moleculares:

-Muito maiores (200 a.l) e mais densas que as nebulosas de emissão (10¹²moléculas/m³) -Regiões frias (-263ºC a -253ºC) - Compostas predominantemente por

moléculas: H₂, CO, OH, CH₃, NH₃.

-Também há presença de gás e poeira interestelar

Como são feito os estudos das nuvens moleculares:

-Hidrogênio molecular (H₂) apresenta problemas de visualização. -Necessária a utilização de outras moléculas presentes para realizar o estudo: ● H₂O, HCN, H₂CO, NH₃ -Concentração muito baixa destes

Com os estudos concluiu-se:

• Nuvens moleculares nunca estão isoladas; • Estas formam complexos de até 50 parsec (1,5×10¹⁸ metros) de extensão; • Existem aproximadamente 1000 destes complexos em nossa galáxia • Elas são consideradas os “berçários” de planetas e estrelas, contendo material suficiente para formar milhões de estrelas como o Sol ;

Estrelas I

O que são estrelas?

O que são estrelas? “Visão filosófica”

-Matéria prima de tudo que existe, inclusive VOCÊ. -Cada átomo de tudo que conhecemos se originou no núcleo de uma estrela que explodiu a bilhões de anos atrás

O que são estrelas? “Visão científica”

-São esferas massivas e brilhantes de gás quente(H), mantidas íntegras pela própria gravidade. Só em nossa via-láctea 200.000.000.000. -Para se manterem vivas, usam como fonte de energia a fusão nuclear de elementos em seu interior. -Transformação de matéria em energia: E=mc²

Ex: Sol perde em massa 4.000.000.000 kg/s

Como essa energia é “gerada”?

-A fusão de hidrogênio (H) em Hélio (He) -Cadeia p-p

-Ambiente favorável extremamente quente e massivo.

Por que gera tanta energia? -Foram necessários 4H para a formação de um atómo de He -Porém a massa do He formado só corresponde a 99,3% da massa dos 4H. Para onde foram os 0,7% em massa?

E=mc² E= energia m=massa c= cte velocidade da luz no vácuo (299.792.458 m/s)

Classificação das estrelas:

-As estrelas são classificadas de acordo com a sua massa e consequentemente, sua capacidade de fusão do hidrogênio. (Luminosidade e temperatura) Quando um objeto celeste está abaixo de 0,072M☉ (Massa solares), não consegue estabelecer uma fusão H → He estável no seu núcleo Anãs-marrons “estrelas fracassadas”

Tipos O e B são raras e muito brilhantes; tipo M são comuns e de pouco brilho. • Tipo O: 25000-50000K (N II, He I, Si IV) – Azul • Tipo B: 1000-25000K (H I, He I, Si III) – Azulada • Tipo A: 7500-11000K (H I, Si II) – Branca • Tipo F: 6000-7500K (H I, Fe II, Ca II) – Branco- amarelado • Tipo G: 5000-6000K (Fe II, Ca II) – Amarela ☉ • Tipo K: 3500-5000K (Ca I, Fe I, CH) – Laranja • Tipo M: 2700-3500K (Fe I, TiO) – Vermelha

Tipo espectral de acordo com a temperatura

Classes de luminosidade:

• Classe I: Hipergigantes • Classe II: Supergigantes • Classe III: Gigantes • Classe IV: Subgigantes • Classe V: Anãs (Sequência Principal) • Classe VI: Sub-anãs • Classe VII: Anãs brancas

Decréscimo da luminosidade

O Diagrama de Hertzsprung-Russel

O NASCIMENTO DAS ESTRELAS

Os Pilares da Criação

Processos iniciais:

-Tudo se inicia em uma nuvem molecular onde há alta densidade de moléculas, poeira e gás -Tais regiões têm tipicamente uma massa de 105 massas solares

NGC-3603

-Nuvens estáveis, força gravitacional balanceada pela pressão térmica

-O colapso inicial ocorre quando a nuvem fica instável gravitacionalmente devido a algum agente externo ou devido a uma queda de temperatura da nuvem. -Força gravitacional começa atrair uma molécula perto da outra

O colapso da nuvem:

Massa Força gravitacional

A nuvem de gás e poeira é distorcida, perturbada e fragmentada em nuvens menores pela gravidade, que começa a agir devido ao acúmulo de matéria.

-Cada fragmento pode seguir um destino diferente a depender de sua massa. A gravidade começa a forçar a nuvem para um único ponto, aumentando a temperatura do gás.

O gás começa a girar e achatar, ficando em formato de disco.

-Disco começa a girar cada vez mais rápido, atraindo ainda mais matéria da sua volta, e a comprimindo.

Formação da Protoestrela:

- Cria-se um núcleo denso e quente, chamado de Protoestrela

Processos finais:

-Devido a aceleração da massa que é atraída pela estrela jatos bipolares surgem.

A Star is Born

-Quando a temperatura da protoestrela chega a aproximadamente 10 Milhões de K, a fusão nuclear já acontece

H He

E como morrem?

-Bilhões de anos depois, a estrela morrerá. O processo de morte e o que vem depois disso, depende, basicamente, da massa que a estrela acumulou em sua formação.

-Assunto da próxima aula

Referências bibliográficas: -Slides inspirados na aula do curso realizado em 2019: https://astronomiaufabc.files.wordpress.com/2019/06/matc3a9ria-interestelar-e-estrelas-i-2019.pdf -Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 14 http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap14.pdf -Aula 07 de Noções de astronomia e Cosmologia – Pieter Westera: http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula07.pdf -Video: Como nascem as estrelas - Simplifísica https://www.youtube.com/watch?v=EvW_noSSrHk&t=520s

Por hoje é só pessoal! Obrigado pela atenção

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