Nebulosas, poeira e o meio interestelar – Uma visão geral

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NGC 7293 ou Nebulosa de Hélix. Fonte: Desconhecida.

Quando pensamos no universo, pensamos em suas galáxias, suas estrelas e seus variados sistemas solares que existem neste amontoado infinito de matéria. Porém, o que não sabemos é que de não só buracos negros e quasares é feito o universo e que “pequenas quantidades” de matéria podem fazer toda a diferença na hora de se balancear a equação do universo, não sabem do que estou falando? Pois bem, estou falando do meio interestelar.

Neste meio a densidade é 10 mil vezes menor do que qualquer vácuo que podemos executar na terra através de experimentos, o que confere a uma quantidade de 1 átomo por centímetro cúbico. Outra observação que vale ressaltar é que olhando-se da terra a olho nu, não se consegue ter noção da distância de uma estrela para outra e assim pensamos que esta é pequena ou que estão todas amontoadas, porém não é bem assim.

Há uma distância gigantesca de uma estrela até outra e o meio presente dentro dessa distância é o meio interestelar, onde estão localizadas as nuvens e os grãos interestelares. Em todas galáxias, sejam elas espirais ou irregulares, há tanto grão e nuvens, quanto a soma de todas as estrelas.

Porém, o que pode estar passando pela nossa cabeça é: Como existe matéria nesse meio? A resposta é simples, quando estrelas morrem, elas explodem e jorram matéria para fora, ou melhor dizendo para o meio interestelar, isso acontece com várias estrelas que chegam ao final de seu ciclo, o que faz com que matéria de diferentes estrelas mortas reajam entre si e formem grãos e nuvens nesse espaço, por isso onde se tem poeira é caracterizado por ser uma região de extinção.

Se tem conhecimento de mais de 120 tipos de moléculas diferentes no meio interestelar, sendo as mais comuns: acetileno HC2H, Álcool etílico CH3CH2OH, o glicol etileno HOCH2CH2OH e o benzeno C6H6.

Estrutura do grão de poeira. Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/ism/ism.htm.

Um grão de poeira é constituído de um manto que envolve um núcleo que é composto por ferro circundado (grafite) ou silicatos (compostos de silícios e oxigênio), é em torno do núcleo, no manto, que temos elementos e moléculas que congelam, se agregam e permanecem na superfície, por exemplo: H2O, CO2, NH2.

Nessa superfície há interação de moléculas e assim por consequência afinidade em formar moléculas. Posteriormente ocorre o efeito de fotodissociação, que quebra essas moléculas e permite que seus fragmentos reajam com outros e formem grãos ainda maiores.

A Fotodissociação ocorre perto de estrelas que emitem uma quantidade muito alta de energia – Estrelas espectrais do tipo O e B – essas estrelas emitem radiação no espectro ultravioleta e consequentemente calor/energia para a quebra dessas moléculas.

Feita as devidas apresentações sobre os grãos, prosseguiremos agora para os gases interestelares, primeiramente devemos saber que os gases estão presentes nas nuvens interestelares, porém também há plasma e poeira a constituindo, focando-se agora nos gases, podemos considerar a sua ocorrência nos seguintes aspectos: gases ionizados, átomos ionizados, átomos neutros ou moléculas, suas massas são de 1000 a 10 milhões de vezes maior que a massa do sol, com dimensões de 15 a 600 anos-luz e temperatura de 10 a 20K.

Quando são formadas nuvens muito tênues ou com pouca espessura, há moléculas simples em sua maioria, em geral, moléculas contendo H,C,N,O,S como: CN, CH, CO, OH, H2O, NH3, CH4.

Quando há ocorrência de nuvens mais densas e espessas a composição é feita com moléculas orgânicas como: CH2O (formoldeído), CH3COOH (ácido etenoico (acético)) e CH2OH (glicol aldeído).

Nebulosa da águia. Nesta imagem é possível visualizar as estrelas que sofrem o fenômeno de avermelhamento, bem como a composição mista das nebulosas. Fonte: Wiki Images.

Nas partes mais densas das nuvens estelar, temos NC3N (Ciano etileno), CH3CHO (acetol aldeído), ingredientes que formam aminoácidos que por sua vez estruturam as proteínas, que são muito importantes para a formação de vida, evidenciando assim que a formação de moléculas cada vez mais complexas num meio interestelar é possível, sendo potencializado assim posteriormente num meio planetário.

Nuvens de poeiras ou nebulosas impedem a visualização do brilho das estrelas que estão por detrás delas nos comprimentos onda de luz visível, as estrelas que estão por detrás sofrem um fenômeno chamado avermelhamento, pois a luz emitida por elas é a luz azul que tem um comprimento de onda menor e por isso é espalhado mais facilmente pela poeira do que a luz vermelha que tem um comprimento de onda maior, pois sabemos que quanto maior o comprimento de onda mais fácil de se visualizar as estrelas por detrás das nuvens será, fazendo assim com que não haja alta refração – para que a nuvem não espalhe e/ou altere a velocidade e o sentido da onda de luz – e uma alta difração – Para que a luz não encontre dificuldades em contornar as poeiras e os gases – Por isso a observação de estrelas nessa situação é realizada no espectro infravermelho.

Além dos gases e dos grãos há também os glóbulos de Bok que são fragmentos de nuvens de massa relativamente pequena: De 2 a 50 massas solares, em que alguns já formam estrelas – Sendo muitas delas estrelas que não vemos no óptico mas que são vistas no infravermelho – Sobretudo outra parcela dos glóbulos de Bok ainda não são e não virão a ser, por não terem uma massa apropriada para uma estrela.

Bibliografia:

Dyson, J. E.; Williams, D. A. (1997). The Physics of the Interstellar Medium (em inglês) 2nd ed. New York: Taylor & Francis.

Agradecimentos:

Prof. Dr. João Steiner (USP).

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