A importância do meio interestelar reside na observação de que é nele onde nascem as novas estrelas e é para ele que retornam todos os elementos que constituem uma estrela velha massiva, ao explodir; de fato, constituem-se em verdadeiros berçários de estrelas, como a
Nebulosa da Águia. Como o processo de formação das estrelas é muito violento, os restos de materiais lançados ao espaço por ocasião da grande explosão formam um grande número de planetas e de sistemas planetários. Os principais integrantes do meio interestelar são o gás e a poeira, que aparecem na forma de nuvens individuais, e também em um meio difuso. O meio interestelar contém tipicamente um átomo de hidrogênio por centímetro cúbico e, aproximadamente, 100 grãos de poeira por quilômetro cúbico.
Nebulosa da Águia Esta nebulosa forma uma das mais belas e famosas fotos da NASA, "Os Pilares da Criação".
Os Pilares da Criação (Nuvem molecular M16 da Nebulosa da Águia), são um berçário estrelar. Novas estrelas estão em processo de nascimento nas áreas centrais. Localizados a 7.000 anos-luz.
O colapso e fragmentação destas nuvens dão origem a cúmulos estelares, que são agrupamentos de estrelas, todas elas a aproximadamente a mesma distância e de mesma idade.
GÁS INTESTELAR
- Cerca de 95% ou mais do meio interestelar está na forma de gás de átomos individuais e moléculas pequenas, e desses, 90% está na forma de hidrogênio atômico ou molecular, 10% de Hélio e há pequeníssimas porções de outros elementos. O gás hidrogênio é observado em uma variedade de estados: ionizado, atômico (ou neutro) e molecular. O hidrogênio ionizado emite luz na banda do visível, quando os elétrons se recombinam com os prótons. O hidrogênio neutro e o molecular emitem na banda do rádio. Regiões contendo gás são transparentes a quase todos os tipos de radiação eletromagnética. Com exceção das numerosas linhas estreitas de absorção atômica e molecular, o gás não bloqueia radiação.
POEIRA INTERESTELAR
– A poeira interestelar é de composição mais complexa. Ela consiste de aglomerados de átomos e moléculas – semelhantes à poeira de giz, de fumaça ou névoa. A luz das estrelas distantes não pode penetrar as acumulações densas de poeira interestelar, assim como o farol de um carro não penetra uma neblina densa. A poeira é composta por grãos de grafite e silicatos cobertos com gelo. A poeira provavelmente também contém "gelo sujo", uma mistura congelada de água contaminada com alguns traços de amônia, metano e outros componentes. A composição é muito parecida com a da cauda dos cometas do nosso sistema solar. Cada grão é grosseiramente do tamanho do comprimento de onda da luz azul, ou menor (10-7 m). A poeira é provavelmente formada nas camadas mais externas das estrelas gigantes vermelhas e adicionada ao meio pelos ventos dessas estrelas ou por nebulosas planetárias.
A poeira interestelar pode modificar a magnitude aparente e a cor de uma estrela, mas as linhas de absorção do espectro original da estrela não são modificadas, possibilitando aos astrônomos identificarem seu tipo espectral. Com o tipo espectral, e assumindo que a estrela esteja na seqüência principal, pode-se determinar a verdadeira luminosidade e cor da estrela. Desta maneira pode-se medir o quanto a luz original da estrela foi modificada (absorção geral e por cor) devido ao meio interestelar. Repetindo estas medidas em diferentes direções para muitas estrelas, os astrônomos puderam fazer um mapa da distribuição e propriedades do meio interestelar nas vizinhanças do Sol.
Devido à opacidade do meio interestelar aumentar com o decréscimo do comprimento de onda, a luz vinda de estrelas distantes "perde" preferencialmente seus comprimentos de onda mais curtos (azuis). Assim, além de ter a luminosidade diminuída como um todo, estrelas também tendem a parecer mais vermelhas do que realmente são. Este efeito, denominado avermelhamento, é similar ao processo que produz o pôr do Sol avermelhado na Terra.
A temperatura do espaço sideral é muito baixa, podendo congelar um corpo em questão de segundos. A sua temperatura é de 3K ou -270,15ºC.
NOTA: O zero absoluto, ou zero Kelvin (0 K) é um conceito no qual um corpo não conteria energia alguma, corresponde à temperatura de -273,15 °C. Todavia, as leis da Termodinâmica mostram que a temperatura jamais pode ser exatamente igual a zero Kelvin, ou -273,15 ºC; este é o mesmo princípio que garante que nenhum sistema tem uma eficiência de 100%, apesar de ser possível alcançarem-se temperaturas próximas de 0 K, ou para ser mais exato, chegou-se a -273,12 ºC. Ainda que alguns objetos possam ser resfriados a esse ponto. para um corpo chegar ao zero absoluto, não poderá conter energia sobre o mesmo.
Estudo da Composição Química do Gás e Poeira Interestelares
- A composição do gás interestelar é conhecida através de estudos espectroscópicos das linhas de absorção interestelar, formadas quando a luz vinda de uma estrela distante interage com o gás ao longo da linha de visada. O gás absorve parte da radiação estelar de uma maneira que depende de sua temperatura, densidade e abundância elementar. Logo, as linhas de absorção produzidas contêm informação sobre o meio interestelar escuro, da mesma maneira que as linhas de absorção estelar revelam as propriedades das estrelas. Os astrônomos podem facilmente distinguir quais são as linhas da estrela (mais largas) e quais são as produzidas pela absorção interestelar devido ao gás frio e de baixa densidade (linhas mais finas). As estrelas têm um espectro de corpo negro com linhas de absorção. As nebulosas têm as linhas de emissão características do gás.
NEBULOSAS - O gás e a poeira interestelares podem se aglomerar em nuvens ou nebulosas.
Nebulosas (do latim nébula, que quer dizer "nevoeiro” ou “nuvem”) são formações siderais de nuvens de gás e poeira interestelares de grande extensão e extremamente tênue, se estendem por trilhões de quilômetros - A maioria das nuvens de poeira têm um tamanho maior do que o nosso sistema solar - e resultam da acumulação gradual de massas de gás e poeira cósmica que existem em liberdade pelo espaço; se localizam, na maioria das vezes, no interior das galáxias. Ela só se torna visível se o gás brilha, se uma nuvem reflete a luz das estrelas ou se ela própria encobre a luz dos objetos distantes. Elas emitem em comprimentos de onda do infravermelho. As nuvens de poeira preenchem não mais que 2 a 3% do volume total do espaço interestelar. A maioria das nebulosas estão em intensa atividade de formação estelar. São muito numerosas e de aspecto muito diferente. Algumas emitem uma luz fraca demais para serem percebidas. De acordo com os resultados, são chamadas de: Nebulosa de Emissão, Nebulosa de Reflexão, Nebulosa de Absorção (ou Escuras), Nebulosas Planetárias, havendo ainda as chamadas Supernovas Remanescentes.
As observações de rádio e infravermelho mostram que as nuvens interestrelares são frias e rarefeitas, muitas vezes não contando mais que 100 átomos por centímetro cúbico. É uma densidade extremamente baixa, aliás, muito mais baixa que o maior grau de vácuo conseguido nos laboratórios de física; para fins de comparação, a densidade normal do ar na Terra é superior a um bilhão de átomos por centímetro cúbico.
As nuvens tem um campo magnético interno que se opõem a sua própria gravidade.
Só começaram a ser estudadas no século XVIII, quando o astrônomo William Herschel se pôs a investigar o assunto, descobrindo 2.500 formações. Depois dele, outros estudiosos continuaram seu trabalho e verificaram que existem vários tipos de Nebulosa. A Nebulosa se torna visível se o gás brilha ou se uma nuvem reflete a luz das estrelas ou encobre a luz dos objetos distantes. Algumas pertencentes à nossa galáxia, e por isso receberam o nome de Nebulosas Galácticas, que são classificadas em dois tipos: As Nebulosas Difusas e as Nebulosas Planetárias.
NEBULOSAS DE EMISSÃO - A Nebulosa de Emissão brilha porque seu gás emite luz quando é estimulado pela radiação das estrelas jovens e quentes, que emitem fótons altamente energéticos, que pode aquecer a nuvem a cerca de 10.0000 C - Apenas estrelas grandes e quentes podem libertar a quantidade de energia necessária para ionizar uma parte significativa da nuvem. Muitas das vezes, este trabalho é feito por um inteiro enxame de jovens estrelas. As nebulosas de emissão estão entre os objetos astronômicos mais espetaculares do Universo.
A cor da nebulosa depende da sua composição química e quantidade de ionização. Devido à alta prevalência de hidrogênio no gás interestelar, e à sua relativamente baixa energia necessária, muitas nebulosas de emissão são vermelhas. Se mais energia estiver disponível, outros elementos podem ser ionizados e então aparecem as cores verde e azul. São geralmente muito extensas e delas as estrelas "nascem", ou seja, se formam, geralmente em grupos (aglomerados abertos). A maioria das nebulosas de emissão contém cerca de 90% de hidrogênio, sendo os restantes 10% hélio, oxigênio, nitrogênio, neônio e outros elementos. A cor real da nebulosa muda conforme a velocidade da nebulosa e seu sentido em relação a terra (da mesma maneira que o som muda quando um carro passa buzinando por nós em alta velocidade). É preciso fazer uma espectrometria e avaliar a velocidade da nebulosa antes de saber sua composição.
As nebulosas de emissão têm freqüentemente manchas escuras que resultam do bloqueio da luz por nuvens de pó. A combinação entre a nebulosa de emissão e o pó origina objetos muito interessantes, e muitas destas nebulosas têm o nome dos objetos a que se parecem, tal como a Nebulosa da América do Norte (NGC 7000) ou a Nebulosa do Cone (NGC 2264). Algumas das mais espantosas nebulosas de emissão visíveis do hemisfério Norte, são: a Nebulosa da Lagoa (M8) e a Nebulosa de Órion (M42) – Vide fotos abaixo.
Nebulosa da
América (NGC 7000) do Norte
Nebulosa do Cone (NGC 2264)
A Nebulosa de Orion (M42), no centro da qual brilha a Delta Orionis, a mais conhecida, é visível a olho nu. As estrelas daqui tem menos de 1 milhão de anos, são praticamente recém-nascidas, em escala cosmológica.
NEBULOSAS DE REFLEXÃO – A Nebulosa de Reflexão brilha porque sua poeira reflete a luz das estrelas situadas no seu interior ou ao seu redor. Estas não são quentes o suficiente para provocar a ionização no gás da nebulosa como as Nebulosas de Emissão, mas são brilhantes o suficiente para tornarem o gás visível. À medida que aumenta a distância entre a estrela e as nebulosas, estas se vão tornando mais difíceis de observar. Essas nebulosas não são muito comuns, podendo até passar despercebidas por um telescópio amador. A luz é ligeiramente polarizada devido ao alinhamento de certas partículas ao campo magnético. São regularmente azuis devido à dispersão ser mais eficiente na luz azul, mas existem nebulosas de reflexão vermelhas. Conhecem-se cerca de 500 nebulosas de reflexão. Um exemplo deste tipo é a nebulosidade que envolve as estrelas jovens do aglomerado aberto das Plêiades em Touro, cujas estrelas iluminam o gás que simplesmente reflete a luz. Devido a essa reflexão é que enxergamos a nebulosa.
As Nebulosas de Reflexão e as Nebulosas de Emissão são muitas vezes observadas juntas e são por vezes referidas como Nebulosas Difusas.
Algumas nebulosas são constituídas de componentes que refletem e emitem, tal como a Nebulosa da Trífida (M20). A parte azul da nebulosa de Trífida é uma nebulosa de reflexão.
Nebulosa Trífide (M20), constelação de Sagitário, um berçário de estrelas a 9000 anos-luz de distância, exemplo de nuvem de gás e poeira (NASA).
NEBULOSAS DE POEIRA (OU NEBULOSAS DE ABSORÇÃO, OU AINDA NEBULOSAS ESCURAS) - As Nebulosas de Emissão representam uma componente pequena do espaço interestelar. A maior parte do espaço, mais que 99% deste, são simplesmente regiões sem estrelas, regiões escuras.
Há Nebulosas que são de tal maneira escuras que recebem o nome de “sacos de carvão”. Este tipo de nebulosa é caracterizada por absorver a luz de estrelas que localizam-se atrás delas, em relação ao observador na Terra, o qual vê uma "mancha" negra no local, ou um vazio em determinada área do céu. As cores nuvens estão completamente escondidas da visão e não são detectáveis exceto para a emissão de micro-ondas de suas moléculas constituintes. Esta radiação não é absorvida pela poeira e rapidamente escapa da nuvem. Uma formação desse tipo é claramente visível no meio da Via Láctea, dividindo-a em dois ramos. Trata-se de um conjunto de corpos opacos, gás e poeira cósmica que absorvem a luz das estrelas que está atrás delas, impedido-a de chegar à Terra.
Em geral, as Nebulosas são vastas demais para serem inteiramente iluminadas pelas estrelas vizinhas. Ao redor das regiões de emissão vão estender-se regiões obscuras e observa-se com freqüência a associação de matérias brilhantes e obscuras. Uma Nebulosa Escura é um grande nuvem molecular as quais se apresentam como regiões pobre em estrelas onde a poeira do meio interestelar parece estar concentradas. A Nebulosa Escura parece uma silhueta porque ela delineia a luz da nebulosa brilhante ou das estrelas situadas atrás dela.
Nebulosas escuras podem ser vista se elas obscurecem parte de um Nebulosa de reflexão ou emissão (por exemplo a Nebulosa Cabeça de Cavalo em Órion, presumivelmente a mais famosa) ou se elas bloqueia estrelas de fundo (por exemplo a Nebulosa Saco de Carvão, no Cruzeiro do Sul).
Nebulosa Cabeça de
Cavalo (detalhe)
Nebulosa Cabeça de
Cavalo, região
A Nebulosa Pipe. Uma longa nebulosa escura, visível nas nuvens de estrelas de Ophiuchus.
A maior nebulosa deste tipo, a chamada nuvem molecular gigante (NMG). são mais do que um milhão de vezes a massa do Sol.
Nuvem Molecular Gigante (NMG)
NUVENS MOLECULARES - Uma Nuvem Molecular é um tipo de nebulosa interestelar cuja densidade e tamanho permitem a formação de moléculas, mas habitualmente hidrogênio molecular (H2). As moléculas interestelares vão desde as mais simples moléculas diatômicas como CO, CN e OH, até complexas estruturas como CH3 CH2 CN. Estas moléculas são importantes porque nos permitem investigar as nuvens moleculares. Estas são muito maiores que as Nebulosas de Emissão, com um diâmetro de até uma centena de anos-luz, e têm uma densidade que chega a atingir 1012 partículas por m3. Moléculas emitem radiação quando elas mudam de um estado rotacional a outro. A diferença de energia entre os estados rotacionais é geralmente pequena e é emitida em forma de ondas de rádio.
A maior parte do gás nestas nuvens é muito frio, somente dezenas de graus acima do zero absoluto. Nuvens Moleculares nunca estão isoladas; a nossa Galáxia tem mais de 1000 regiões onde encontramos nuvens moleculares gigantes. Estas regiões que reúnem várias nuvens moleculares recebem o nome de complexos de nuvens moleculares. Alguns destes complexos chegam a ter 50 parsecs de diâmetro. Isto significa que apenas uma região como esta é capaz de formar alguns milhões de estrelas!
A Nebulosa Molecular acima rompeu de parte da Nebulosa de Carina, uma que está aproximadamente a 8000 anos luz. Esta Nebulos é fortemente associada à região de formação de estrelas. Imagem do Telescópios Espacial Hubble Espaço em 1999.
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Dois tipos de Nebulosas estão associadas a estrelas agonizantes:
Nebulosas Planetárias e Supernovas Remanescentes.
NEBULOSAS PLANETÁRIAS – Hoje em dia sabemos que estrelas do tipo solar, no final de suas vidas (já como gigante vermelha), desprendem suas camadas mais externas que, pouco a pouco, se expandem e diluem até se confundirem com o meio interestelar, enquanto o resto da estrela segue a sua evolução até se transformar numa anã branca, ou seja, num "cadáver estelar". O que vemos da Terra, pois, é uma estrela anã branca circundada por um anel nebuloso. Na verdade, A nebulosa é um invólucro de gás e plasma, que absorve a radiação da estela e a reirradia como uma fluorescência de cores brandas, mas as partes do invólucro gasoso visíveis para nós (na frente da estrela) e as escondidas de nós (do outro lado) são difíceis de serem vistas porque estamos olhando o invólucro através de sua pequena espessura. Por conseguinte, o invólucro mostra-se como um anel de fumaça. Tais formações são denominadas Nebulosas Planetárias porque o invólucro de gás parece circundar a estrela como se estivesse numa órbita planetária. São geralmente objetos tênues e nenhum é visível a olho nu. As Nebulosas Planetárias são "intrinsecamente" tão belas, que as suas imagens observadas com o Hubble Space Telescope estão entre as mais conhecidas pelo público não especializado. O exemplo mais notável disso é a
Nebulosa do Anel, na constelação de Lira, a Nebulosa de Águia; a de Hélix, em Aquário; a do Olho de Gato, em Dragão.
Nebulosa do Anel (M57), um dos objetos celestes mais fotografados. Suas cascas mais externas definem um tamanho de 3,8 minutos de arco.
Nebulosa Águia -
M16
Nebulosa da Hélice
As Nebulosas Planetárias são objetos importantes em astronomia por desempenharem um papel na evolução química das galáxias, libertando material para o meio interestelar, enriquecendo-o com elementos pesados e outros produtos de nucleossíntese (carbono, nitrogênio, oxigênio e cálcio). Existem cerca de 1500 destes objetos na nossa galáxia.
Os gases das Nebulosas Planetárias afastam-se da estrela central a uma velocidade aproximada de alguns quilômetros por hora. À medida que o invólucro de gás se afasta cada vez mais da estrela, adquire volume cada vez maior, e sua matéria se faz cada vez menos densa. Com isso, qualquer porção do invólucro passa a receber menos radiação da estrela e produz cada vez menos fluorescência. O resultado é que o invólucro se torna cada vez mais opaco e menos visível à medida que se expande. Na Nebulosa Planetária típica, o invólucro de gás situa-se de 0,25 a 0,5 ano-luz da estrela central, ou seja, cerca de 500 vezes a distância entre Plutão e o Sol. É possível que tenham sido necessários de 20.000 a 50.000 anos de expansão para o invólucro se afastar a essa distância, e isso é muito pouco na vida das anãs brancas. Simultaneamente à expansão dos gases, a estrela central arrefece à medida que irradia a sua energia - as reações de fusão pararam porque a estela não tem a massa necessária para gerar no seu núcleo as temperaturas requeridas para se dar a fusão de carbono e oxigênio. Eventualmente, a temperatura estelar irá arrefecer de tal maneira que não poderá ser libertada suficiente radiação ultravioleta para ionizar a nuvem gasosa cada vez mais distante. A estrela transforma-se numa anã branca e o gás adjacente recombina-se, tornando-se invisível.
O simples fato de o invólucro ser visível é, portanto, prova cabal de que a anã branca formou-se recentemente. Cerca de 100.000 anos depois da formação da anã branca, o invólucro gasoso ter-se-á espalhado e rarefeito ao ponto em que será insuficientemente luminoso para ser divisado da Terra. É possível, então, que as anãs brancas que não apresentam em volta de si um invólucro de gás só não o possuam por terem mais de 100.000 anos de idade.
Cerca de um quinto são esféricas, mas a maioria não adota esta morfologia. Os mecanismos producentes desta grande variedade de formas não são totalmente conhecidos, mas as estrelas binárias, o vento estrelar e os campos magnéticos podem desempenhar um papel importante.
O primeiro destes objetos a ser descoberto foi a Nebulosa de Dumbbell (ou Halteres) na constelação de Vulpecula, observado por Charles Messier em 1764 e listado como M27 no seu catálogo astronômico. William Herschel - autor de famosos catálogos de nebulosas planetárias e aglomerados estelares, descobridor do planeta Urano - em 1785, chamou-lhes “nebulosas planetárias” apesar de não terem qualquer semelhança com planetas.
M27, a Dumbbell Nebula (Nebulosa dos Halteres). Em termos do tamanho projectado no céu, é a maior das nebulosas planetárias, medindo 16 minutos de arco.
A Nebulosa do Olho de Gato (NGC 6543), situada na constelação do Dragão, tem uns 1.000 anos de idade. O processamento da imagem destaca detalhes da parte interna brilhante revelando simultaneamente os tênues anéis concêntricos e o halo filamentar. Contornando este núcleo encontram-se uma série de anéis concêntricos (em azul), cada um destes anéis está no limite de uma bolha de gás, em expansão, expulsada pela estrela central em intervalos regulares de uns 1.500 anos, sendo que o primeiro ocorreu há uns 18.000 anos atrás. Já os filamentos mais externos (verdes) datam, no máximo, de há uns 60.000 anos. A massa do material estelar desta nebulosa deve ser similar à massa do Sol.
Nebulosa do Cisne
V838
Nebulosa V838
Monocerotis:
A evolução dramática da morte de uma estrela
SUPERNOVAS REMANESCENTES - Já as Supernovas Remanescente têm origem em um processo cataclísmico avassalador, que ocorre em média a cada 500 anos em cada galáxia. As explosões são tão poderosas que a estrela, por meses, emite uma energia luminosa comparável a de toda uma galáxia de 100 bilhões de astros! Com esta explosão, um invólucro de gás se afasta a grande velocidade do núcleo estelar, formando a supernova remanescente. O resultado é uma nuvem esparsa, amorfa e brilhante, devido à alta energia expelida na explosão. Três exemplos ilustram o modelo: a Nebulosa do Caranguejo, em Touro, cuja explosão foi avistada pelos chineses em 1054, durante o dia; a Nebulosa do "Véu de Noiva" em Cisne; e a Nebulosa da Vela.
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