(interstellar medium ISM)

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O meio interestelar - USP

1. DefiniçãoA região entre as estrelas é chamada demeio interestelar(interstellar medium: ISM)O céu noturno visto desde a trilha Inca, em Cusco, Peru


1. DefiniçãoO meio interestelaré composto depoeira (partesescuras e azuis) egás (vermelho).Exemplo: região HII(formação de estrelas)Trifid nebula© Anglo-Australian Observatory


1. Exemplo: estrelas jovens :Pleiades


1. Exemplo: Restos de Estrela debaixa massa – Nebulosa planetaria(Helix nebula, NGC 7293)


1. Exemplo: Restos de supernova


1. Exemplo: Nuvens escuras de poeira


2. História do meio interestelarCivilizaçõeseuropeiasapenasreconheceramconstelaçõesbrilhantes(estrelas)


2. História domeio interestelarIncaempireCivilizações andinas(2000a.C. – 1542)identificaramconstelações escuras


Civilizações andinas observaram em detalhea via láctea (= mayu, ou rio celestial)Cronista espanhol: “No hablo sólo de las partes lúcidas yresplandecientes … sino digo esto por otras partes oscuras ynegras que hay en el cielo … las cuales jamás me acuerdo dehaber echado de ver en el cielo cuando estaba en Europa, yacá, en este otro hemisferio, las he visto muy manifiestas ”José Acosta [1590]


Constelação escura da Llama: Yacanaα, β Centauri:Llama Ñahui:Olhos da Llama


Constelação escura da Llama: YacanaLlamaperdizsapozorroperdizLlama bebeserpenteAveni,Stairwaysto theStars,1997


Austrália:Emu


Brasil: Ema


Tycho (1546 - 1601) ISM is not solidFrancis Bacon (1561 - 1626)first coined the term interstellar,but used it to describe a rigidand solid structureRobert Boyle (1627 - 1691) who decidedthat the interstellar medium was empty


Christiaan Huygens (1629 - 1695) hypothesizedthat light propagating through space requiredsome kind of luminiferous aetherIsaac Newton (1643 - 1727)rejected this idea since sucha substance would be seento retard cometsBy the late 19 th century - early 20th century,the aether theory was in trouble.


A finais do século XIX e começos do século XX aexistencia do meio interestelar foi confirmadaHuggins & Miller (1863) observaram o espectro da nebulosade Órion e encontraram que o espectro de emissão eracaraterístico de gás.


A finais do século XIX e começos do século XX aexistencia do meio interestelar foi confirmadaEdward Emerson Barnard (1857 – 1923) produced in 1895 thefirst images of dark nebulae and came to the conclusion thatalong with the illuminated gas and dust there was also significantquantities of dust and gas not directly illuminated.


VelocityStationary interstellar lines in the spectra ofspectroscopic binariesHartmann (1904)Heger (1918)J. A. Pearce (1932) A B A B A BB A B A B AdaysNuvem IS


In 1930, Robert Trumpler estimated distances of about100 open star clusters by measuring:- angular size of the cluster- central concentration and # of stars- brightness & spectral class of stars in the OCDISTÂNCIAUSANDO‘DIÂMETROS’pertolongeDISTÂNCIASFOTOMETRICASpertolonge


‘Diameter’ distancesComparação entre distâncias baseadasem ‘diâmetros’ e em ‘fotometria’Trumpler(1930, AJ, 42, 214)‘Photometric’ distances


3. Compoentes do ISM: poeiraBuracos no espaço ou absorção do ISM?


3. PoeiraVia Láctea no ópticoA poeira bloqueia a luz das estrelasno disco da Via LácteaVia Láctea no infravermelho


Todas as formas de ‘luz’ são radiaçãoelectromagnética, mas aparentam serdiferentes pelas diferentes escalas envolvidasRádioMicroondasÓpticoInfravermelhoRaios-XUltravioleta10 4 10 2 1 10 -2 10 -5 10 -6 10 -8 10 -10 10 -12Comprimento de onda (cm)RaiosgammaPredios Pessoas Abelha Alfinete ProtozoariosAtomosMoleculas NúcleoatômicoA poeira bloqueia a radiação óptica, UV, raio-X,deixando passar a radiação infravermelha e rádio


A Galáxia de acordo ao William Herschel (1780s)Herschel não sabiada existência dapoeira interestelarSUNO Sol ~ 8kpc do centro daVia LácteaPoeiraISMS


3. Poeira: extinçãoVia Láctea no ópticoA atenuação da luz dasestrelas pela poeirainterestelar chama-seextinção


3. Poeira: avermelhamentoA poeira absorvemais a luz azuldo que avermelha,causando ochamadoredenning ouavermelhamento


Avermelhamento interestelarOptical light isstronglyscattered andabsorbed byinterstellarclouds


Extinção e avermelhamento por poeiraLuz de menor λ émais espalhadae absorbida pelapoeira400 500 600 700nm


Nebulosa de reflexãoA poeira espalha mais a luz azulPleiades


O céu é azul porque as moléculas do arespalham preferencialmente a luz azulHawaii, after observing run ...Espalhamento Rayleigh


Densidade da poeira ISVia Láctea no ópticoApenas 10 -6 partículas de poeira por m 3ou 1000 por km 3Sendo tão pouco densa, como pode apoeira atenuar a luz vinda das estrelas?Distância tipica entre estrelas~ 3.5 a.l. = 3.3x10 16 m


Abundância da poeiraVia Láctea no ópticoA poeira representa apenas 1% do meiointerestelarA componente mais abundante é o gás


A componente mais abundante domeio interestelar é o gásEm média a densidade do meio interestelar éextremamente baixa: 1 átomo / m 3 ( 10 6 átomos / m 3 )Regiões variam de 10 4 a 10 9 átomos/m3Melhor vácuo conseguido em lab : 10 10 moléculas/m 3VISIBLE LIGHT (0.4–0.6 micron)Reveals nearby stars and tenuous ionized gas; dark areas are cold and denseATOMIC HYDROGEN (1420 MHz)Reveals neutral atomic hydrogen in interstellar clouds and diffuse gas


© ESA/NASA/SOHOComposição química do gás ISM ~ SolGás interestelar:•90% de H (ionizado, atômico e molecular)• 9% de He• 1% de elementos + pesadosAlguns elementos (e.g. C, O, Si,Mg e Fe) sãomenos abundantes no ISM do que no Sol


Gás (meio interestelar) - SunGÁSGRÃO DEPOEIRAO material ‘deficiente’ no gás IS está sob forma de grãos


A maior componente do gás IS é ohidrogênio (H I, H II, H 2 )• O hidrogênio pode ser H neutro (HI),H ionizado (HII), e H molecular (H 2 )H neutro tem o e-orbitando o p+.H ionizado é quando oátomo de H perde o e- H molecular é quando 2átomos neutros partilhamseus e- para formar umamolécula de H


Tipo de regiões do gás interestelarAs regiões são classificadas de acordo ao estado do HH é o elemento mais abundante: 90% por #, 75% por massa• H 2 : moleculares (10 K)• H I: atômica (neutra), nuvens frias (100 K)• H I: atômica (neutra), nuvens quentes (5000 K)• H II: H ionizado (10, 000)• Íons : gás quente (500,000 K)Imagem do centro da Nebulosa de Órion obtidacom o HST. A imagem cobre 2,5 anos-luz.


Estrelasquentes dotipo O-Bproduzembastanteradiação UVionizam ogás IS aoredor delascriando umaregião HII(H ionizado)Interações entre estrelase gás interestelarTrapezium cluster in Orion nebula


Coluna de poeiraEstrela brilhantedestrói a poeira,criando estaimagemespetacular emum berçário deestrelasFebruary 14, 2006 Astronomy 2010 42


February 14, 2006 Astronomy 2010 44


Cabeça de cavalo


- temperatura ~ 10 4 KRegiões H II• Luz UV de estrelas quentes O e B• Ioniza o gás em volta das estrelas- Elétrons recombinam formando átomos de H excitados• Quando os elétrons decaem a estados de menor energia é emitidaradiação visível fazendo com que as nuvens de gás “brilhem”• Cor caraterística é o vermelho (linha de Balmer de H)321HH46


Regiões H II: Nebulosa•Closest to us, 1,500 LY•29x26 anos-luz•Lugar de formação de estrelasde Órion


Nuvens MolecularesMoléculas são facilmente destruídas (dissociadas)por fótons UV de estrelas quentes- NM só podem sobreviver em nuvens densas, nuvens depoeira, onde a radiação UV é completamente absorbidoEmissão UV deestrelas cercanasdestrói as moléculasnas partes exterioresda nuvemNúcleodenso danuvemmolecularDiâmetro ≈ 15 – 60 pcTemperatura ≈ 10 KMassa total ≈ 100 – 1 milhão de massas solaresMoléculassobrevivemHI Cloud


H 2 é difícil de ser detetado, mas onde temCO tem H 2 , então CO é usado como ‘proxy’• NM são importantes comoberçários de estrelasM51: CO contours overlaid on Pa emission + optical


H 2 (CO) em nossa galáxia• Optical• H 2 (CO)


Regiões H IH neutro tb é difícil de ser observado• Radiação em 21cm (ondas de rádio)Estado baseExcitado


Mapa do céu em 21 cm


Gás atômico: reserva paraformação de estrelas


Gás neutro tb é possível de serdetetado no espectro visívelEstrelaNuvem 1Nuvem 2estrelaN2N1


Relative FluxDetermining E(B-V) using NaD linesE(B-V) = 0.000 +/- 0.001 magHD 140283Keck+HIRESMeléndez,Casagrande,Ramírez &Asplund, A&A,submittedFeI+NiIH 2 Otelluricdistance = 53pcs, soE(B-V)=0.00 isexpectedStellar NaI D lines


Relative FluxDetermining E(B-V) using NaD linesE(B-V) = 0.008 +/- 0.001 magHD 338529Keck+HIRESMeléndez,Casagrande,Ramírez &Asplund, A&A,submitteddistance = 144pcs.E(B-V)[maps]=0.04E(B-V)=0.04+/-0.04(Fitzgerald68)E(B-V)=0.06+/-0.06(NK80)E(B-V)=0.05+/-0.05(Arenou)E(B-V)=0.03 (C&B)E(B-V)=0.98 (Schlegel 98)H 2 OIS NaI D linesStellar NaI D lines


Catalog of absorptions towards 1857 early-type stars within 800 pc of the Sun. Using these datawe determine the approximate 3-D spatial distribution of neutral and partly ionized IS gas densitywithin a distance-cube of 300 pc from the Sun.


5. Reciclagem galática: gás -> * -> gásStars, gas, and dust are in constant interaction with each other.


Há 13.7 mil milhões de anos: H, He, …


Gás -> estrelas -> meio IS -> estrelas


Reciclagem galática


FIM

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