A QUÍMICA COMO FERRAMENTA PARA O ESTUDO DE SUPERFÍCIES...
Transcript of A QUÍMICA COMO FERRAMENTA PARA O ESTUDO DE SUPERFÍCIES...
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A QUMICA COMO FERRAMENTA PARA O
ESTUDO DE SUPERFCIES ESPACIAIS
Professora Diana Andrade
Observatrio do Valongo UFRJ
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O OBSERVATRIO DO VALONGOLadeira Pedro Antnio, 43 Sade Centro Rio de
Janeiro - RJ
Mestrado e Doutorado em Astronomia
Astroqumica
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Aula 1
Formao dos elementos qumicos
Formao do Universo
nucleossntese estelar
Molculas no Universo
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Formao do Universo
Hoje sabemos que o Universo surgiu h cerca de 13,7 bilhes de anos, a partir de um estado muitodenso e quente que subitamente se expandiu Big Bang!
Ento, o Universo continua a se expandir e a esfriar (as leis de conservao foram a queda datemperatura com o aumento do volume do recipiente) de forma anloga a um balo com gs.
Evidncias observacionais fortes mais importantes:
i) A expanso propriamente dita Primeira comprovao feita por Hubble (1929): a partir do
deslocamento para o vermelho das linhas espectrais Galxias esto se afastando de ns, com
velocidades proporcionais as suas distncias: Mais distantes, maiores velocidades.
A relao entre distncia e velocidade constituiu
a primeira evidncia para a expanso do Universo, j
predita pelo russo Alexander Friedmann (1888-1925) em
dois artigos publicados no Zeitschrift fr Physik em 1922
e 1924, e pelo belga Georges-Henri
douard Lematre (1894-1966) em 1927, no Annales de
la Socit Scientifique de Bruxelles.
http://astro.if.ufrgs.br/univ/univ.htm#friedhttp://astro.if.ufrgs.br/univ/univ.htm#lemaitre -
Formao do Universo
ii) A radiao csmica de fundo Que mostra as condies do Universo 380 mil anos aps o Big
Bang, quando o Universo era dominado por radiao. Nesta fase, a T caiu para ~3000 K, sendo
suficientes para que os prtons e partculas alfas capturassem eltrons para formar tomos dehidrognio e hlio neutros Fase de recombinao ou de desacoplamento, passando para um
Universo dominado por matria.
Sem eltrons livres para espalhar os ftons (Compton), o Universo passa de opaco para transparente e
a matria e a radiao evoluem independentemente. Esta radiao de 3 000 K, expandindo-se com o
Universo, o que detectamos como radiao do fundo do universo. Somente milhes de anos depois
as galxias comeam a se formar.
Evidncias observacionais fortes mais importantes:
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Formao do Universo
iii) As abundncias de He, Li e deutrio medidas em estrelas de distintas idades.
Desde a formao das estrelas mais velhas, somente 10% da massa de H inicial pode ter sido
convertida em He, por fuso nuclear no centro das estrelas.
A maior parte deste He ainda est no interior das estrelas. Portanto, os 23% de hlio observados no gs
interestelar e na atmosfera das estrelas foram necessariamente formados no Big Bang.
Em particular, nas estrelas mais antigas, a determinao do He fornece uma indicao clara de que
parte dele no foi fabricada pelos processos de nucleossntese estelar, mas durante a nucleossntese
primordial, nas fases iniciais de existncia do Universo.
Evidncias observacionais fortes mais importantes:
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Nucleossntese primordial
~3 minutos aps tinicial, a temperatura havia cado para cerca de um bilho de K, baixa o suficiente paraque nutrons e prtons pudessem se combinar incio da nucleossntese primordial.
O deutrio (1p+1n) foi o primeiro mais pesado a ser sintetizado, mas pouqussimo estvel.
A maioria dos prtons ficou livre, sem se combinar com nutrons, e mais tarde dariam origem aos
tomos de hidrognio.
A partir de princpios fundamentais bem simples, possvel mostrar coerncia nas fraes relativas
observadas para justificar a confiana na cosmologia do Big Bang. Por exemplo:
A partir das densidades de p e n usando as mesmas equaes da qumica de laboratrio, chega-se 1 n
por cada 7 p no momento da nucleossntese.
Rapidamente, um n+p se combinaram e praticamente a totalidade deles depois se combinou para
formar hlio. Enquanto isso, 6 de cada 7 prtons ficaram sem emparelhamento.
Assim, 75% da nucleossntese primordial deve ter formado H, e 25% He (com fraes pequenas de outros
elementos).
Formao dos elementos qumicos
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As principais reaes nucleares que ocorrem nesta fase inicial esto ilustradas abaixo.
Nucleossntese primordial
O processo interrompido com o7Li, pois, com a expanso, a
densidade e a temperatura
decrescem rapidamente, no
sendo suficientes para novas
reaes envolvendo ncleos mais
pesados aps t ~1000 segundos.
J haviam se passado cerca de 20
minutos desde o Big Bang.
Alm disso, a inexistncia dos
ncleos estveis entre 5 e 8
ncleons tambm impediu que a
fuso continuasse.
Formao dos elementos qumicos
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A evoluo do Universo prosseguiu da em diante com a formao das
grandes estruturas.
com o prosseguimento da expanso, a matria primordial passou a
acomodar-se onde pequenas irregularidades na densidade comearam
a crescer, aumentando assim seu prprio potencial gravitacional.
Mais matria se aglomerando implicou ainda mais matria caindo at se
formarem grandes estruturas que deram origem aos aglomerados de
galxias e s galxias individualmente.
a partir dai que a nucleossntese continua at completar a tabela
peridica: as estrelas.
Formao dos elementos qumicos
Nucleossntese primordial
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Hoje, Z (abundncia) dos principais elementos qumicos no Universo muito semelhante, tanto no
sistema solar, quanto nas estrelas, nebulosas e galxias.
Usamos como referncia a abundncia csmica, obtida basicamente a partir de medidas da
fotosfera solar, do vento solar e de meteoritos.
(Embora nos meteoritos, elementos volteis como o He e o Ne esto ausentes, ou condensados
incompletamente.)
Formao dos elementos qumicos
Space Science Reviews, Volume 15, Issue 1, pp.121-146
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Resumindo:
~ 75% a massa do universo visvel constituda de H;
~ 23% de hlio;
~ 2% para os elementos mais pesados.
Mas...
Esta pequena abundncia relativa (Z > 2) esconde sua real importncia:
A maior parte do material de que nosso planeta e do corpo humano faz
parte deste pequeno percentual.
No corpo humano: O (65%), C(18%), H (10%), N(3%), Ca (1,5%), P (1%), K,
S, Na, Cl, Mg, Fe...
Formao dos elementos qumicos
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Existem ainda muitas perguntas sem resposta sobre a origem dos elementos
qumicos, por isso a importncia de se estudar a evoluo qumica de
ambientes espaciais, como estrelas e o meio interestelar.
Mas em linhas gerais:
Os elementos qumicos que hoje medimos nos diversos sistemas foram
formados basicamente por trs grandes classes de processos:
i) A nucleossntese primordial;
ii) A nucleossntese estelar;
iii) A nucleossntese interestelar.
Formao dos elementos qumicos
Nucleossntese quiescente: Reaes nucleares
durante toda vida da estrela;
Nucleossntese explosiva: somente em estgios
finais de estrelas de alta massa, ou em estrelas
binrias, supernovas.
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Nucleossntese quiescente correspondem a uma queima nuclear
hidrosttica: ocorrem enquanto a estrela est em equilbrio hidrosttico
(o peso das camadas superiores equilibrado pela presso do gs nas
camadas inferiores, onde ocorrem as reaes nucleares).
Formao dos elementos qumicos
Nessa fase, com durao de vrios bilhes
de anos para estrelas com massas prximas
do Sol, as dimenses e a temperatura
superficial das estrelas praticamente no se
alteram.
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Estrelas com ~ M/M > 10, consomem seu combustvel nuclear muito mais
rapidamente, e tm uma durao muito menor do que as de menor
massa.
O colapso causado pelo esgotamento do combustvel nuclear
extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma
exploso que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda
ela.
Formao dos elementos qumicos
On the left is Supernova 1987A after the star has
exploded. On the right is the star before it exploded.
Credits: NASA
A energia gerada nesta exploso
extremamente alta e suficiente para
produzir as reaes nucleares que do
origem aos elementos mais pesados que o
Fe e outros elementos, inclusive alguns
formados tambm pelo processo
quiescente.
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No caso de sistemas binrios, o processo pode acontecer com estrelas
menos massivas.
Por exemplo: Uma estrela an branca rica em carbono-oxignio rouba
matria da companheira. Em algum momento, a an branca pode
acumular matria suficiente para colapsar, causando uma exploso,
resultando numa supernova.
As ans brancas permanecem estveis somente at 1,4 Massa solar (limite
de Chandrasehkar)
Formao dos elementos qumicos
Esquema artstico. Nebulosa planetria Henize 2-428. Duas
ans brancas com massas um pouco menores que a do Sol
que deram origem a exploso de Supernova do tipo Ia.
Esses eventos catastrficos devem ser poucofrequentes Abundncias
SuperNovaIa ESO.webmSuperNovaIa ESO.webm -
Formao dos elementos qumicos
Estrelas de baixa massa e de massa intermediria
As estrelas de baixa massa (0,08 < M/Msol < 0,8) evoluem muito lentamente.
As formadas durante o inicio da formao das Galxias ainda esto na
sequncia principal.
He ainda no est em seus ncleos No contriburam para evoluo
qumica do meio interestelar.
Objetos com M/M
0,08 no so capazes de fazer fuso nuclear do
hidrognio.
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O mecanismo mais comum de produo de energia na sequencia
Principal (SP) o chamado cadeia prton-prton, descrito pela seguinte
cadeia de reaes nucleares:
Estrelas com T centrais ~ 107 K energia
cintica dos prtons ultrapassa a barreira
coulombiana de potencial repulsivo que existe
entre eles.
o processo padro nas estrelas de baixa massa, e est ocorrendo no Sol
h cerca de 4 bilhes de anos, sendo, em ltima anlise, responsvel pela
luminosidade solar.
Formao dos elementos qumicos
Cadeia prton-prton
Forma simplificada
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Formao dos elementos qumicos
Cadeia prton-prton
Completa
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Estrelas mais massivas, T > 2 x107 K, transformam H em He por
meio do ciclo CNO, desde que haja disponibilidade de C, N O
no seu interior.
Formao dos elementos qumicos
Ciclo CNO
Repare que a sequncia de reaes usa
ncleos de carbono pre-existentes, produz
temporariamente nitrognio e oxignio,
porm ao final restitui-se o carbono inicial e
os produtos so ncleos de hlio, psitrons,
neutrinos e energia.
C, N e O j existentes no ncleo estelar
atuam de forma anloga a catalisadores
em reaes qumicas. A composio no
se altera ao longo da cadeia de reaes.
Simplificado
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Formao dos elementos qumicos
Ciclo CNOCompleto
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Reao triplo-alfa.
A estrela precisa ter massa
suficiente para que esta etapa
ocorra.
Formao dos elementos qumicos
Queima de H ocorre at que se esgote na regio central quente
colapso da regio, incapaz de suportar o peso das camadas superiores Novo aquecimento (T >108 K) Fuso de H nas camadas mais
externas Fuso do He.
Nesta fase as camadas externas da estrela se expandem e resfriam, e a
estrela torna-se uma gigante vermelha. o que ocorrer com o Sol no
futuro.
Reao triplo-alfa.
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E o que aconteceu com a estrela do
sistema planetrio do Superman,
detonando Krypton.
Formao dos elementos qumicos
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A fase de "tranquilidade" do nosso Sol deve durar, no total, cerca de 11 bilhes de anos.
Como ela se iniciou h cerca de 4,5 bilhes de anos, o Sol ainda tem pela frenteaproximadamente 6,5 milhes de anos de tranquilidade. Aproveitem enquanto
podem!A luminosidade do Sol deve dobrar no final destes 11 bilhes de anos.
T, toda a gua vai evaporar. Quando????
Fase mais rpida ~1 bilho de anos.
L = 2 mil vezes maior que a atual;
D = 200 vezes maior que o atual.
A rea enorme superfcie esfria um pouco, mesmo com a luminosidade do Sol
aumentada Tsup ~ 3 000 K.
Muito grande, avermelhado e frio, o Sol ser, ento, uma estrela gigante vermelha.
Formao dos elementos qumicos
Sol hoje, fase calma
O futuro do Sol
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Ainda na fase de gigante vermelha (GV) H das camadas prximas ao
ncleo se esgotar queima do He atravs de pulsos (episdios
rpidos) Variao de brilho e tamanho.
Mercrio ser completamente engolido.
Vnus e Terra, no temos certeza do que acontecer. Depender
basicamente da quantidade de matria que o Sol ir perder daqui para a
frente.
O futuro do Sol
Formao dos elementos qumicos
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Os planetas tm rbitas situadas a uma distncia que depende da massa
do Sol. M, D planeta-Sol.
Se o Sol tiver alta (taxa de perda de massa) na fase gigante, Vnus e Terra "fugiro" para rbitas mais distantes Existe esperana! Salvao!?
Mas no certo. Ainda precisa-se de muita pesquisa para esclarecer o
futuro do nosso sistema planetrio.
O futuro do Sol
Formao dos elementos qumicos
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J no fim da fase de GV, o Sol perder (praticamente de uma vez) todasas suas camadas externas. Nebulosa Planetria.
O futuro do Sol
Formao dos elementos qumicos
A nebulosa planetria Helix, na Constelao de Aquarius.
objetos ricos em elementos
qumicos produzidos por suas
estrelas progenitoras.
Enriquecimento do MIE.
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Estrelas mais massivas reaes nucleares em mltiplas camadas (4He
em 12C no ncleo a queima junto com 1H em 4He em uma camadaadjacente ao ncleo e um pouco mais fria do que este) C pode se
converter em 16O, se a temperatura central for suficientemente alta.
Para estrelas com 1 M/Msol 8 Msol Param neste estgio. Exceopara sistemas binrios, onde duas estrelas giram muito prximas uma da
outra.
Estrelas mais massivas que o Sol
Formao dos elementos qumicos
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Se M > ~ 8 M Tcentral ~10
9 K Formao de elementos mais pesados. Alguns exemplos:
Nucleossntese estelar do carbono ao ferro
Formao dos elementos qumicos
Elementos alfa:
formao por
captura de um
ncleo de 4He.
Alguns destes
elementos
podem tambm
ser formados na
queima de C e
O, como nas
reaes direita:
Nutrons podem ser formados utilizados mais tarde nos
processos de nucleossntese explosiva.
De modo geral, as reaes nucleares so eficientes na fuso de
elementos at o 56Fe, isto , incluem tambm 44Sc, 48Ti, 52Cr e 56Fe.
Aps isso, deixam de ser exotrmica.
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http://www.astro.iag.usp.br/~jorge/aga205_2011/31_EvolDEst_MediaAltaMassa.pdf Em 12/09/2016.
Evoluo de estrela de massa intermediria
Formao dos elementos qumicos
http://www.astro.iag.usp.br/~jorge/aga205_2011/31_EvolDEst_MediaAltaMassa.pdf -
Ncleos como Fe e elementos do seu grupo capturam neutrons (produzidos
anteriormente).
Processo-s (lento) Fluxo de nutrons no alto estgios finais de
evoluo de estrelas de massa intermediria, na fase de gigantes frias, na
fase de queima hidrosttica.
Ocorre em escalas de tempo longas com relao ao tempo de
decaimento beta.
Com a captura de um nutron e a liberao de um eltron, o Z aumenta,
repetindo-se o processo at a formao de um novo ncleo estvel.
Um ncleo semente como o 56Fe pode capturar nutrons em sucessivas
reaes nucleares, formando elementos como Co, Ni, Cu, Zn, etc., at o209Bi, com Z = 83.
Nucleossntese estelar: Elementos mais pesados que o Fe
Formao dos elementos qumicos
Processo-r e Processo-s
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Nucleossntese estelar: Elementos mais pesados que o Fe
Formao dos elementos qumicos
Processo-r e Processo-s
Processo-r Captura dos nutrons segue-se o decaimento beta.
Associado essencialmente a eventos explosivos energticos
Nucleossntese explosiva.
Pode ocorrer nas exploses de supernovas de tipo II, deixando como
remanescente uma estrela de nutrons, ou seja, gerando enormes fluxos de
nutrons.
Os elementos produzidos no processos podem tambm ser formados no
processo-r, mas o processo-r alcana rapidamente os nmeros atmicos
mais altos. Alm dos processos s e r, os elementos mais pesados que o ferro
podem tambm ser produzidos pelo processo-p, de captura direta de
prtons, se a temperatura for suficientemente alta.
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Formao dos elementos qumicos
Esquema de evoluo estelar
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E as molculas?
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Descoberta das molculas:
CN, CH, + final da dcada de 1930;
Radical hidroxila (OH), vapor de gua (2) , amnia (3 ),formaldedo (2), monxido de carbono (CO) dcada de1960 faixa milimtrica e centimtrica do espectro;
2 a mais abundante em regies interestelares e no Universo em 1970 observaes de foguetes da bandas de Lyman em
absoro da estrela Per.
E as molculas?
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Atualmente: algumas poucas centenas
- Atmosferas planetrias;
- Cometas;
- Atmosferas e envoltrios
estelares;- Objetos Herbig-Haro;
- Regies de formao estelar;
- Regies HII;
- Nebulosas planetrias;
- Nuvens insterestelares; - Restos de supernovas;
- Galxias ativas.
Na tabela no
esto considerados
os istopos.
E as molculas?
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AMBIENTES ESPACIAIS
E
MOLCULAS
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Pea chave na evoluo qumica do Universo.
O MIE gs tnue de H, He e traos de outros elementos
elementos neutro, ionizado, formando molculas, fase
gasosa ou condensada.
enriquecido com os produtos gerados pela snteseestelar vida e morte perda de massa lenta ou
explosiva
Tipicamente 1 partcula(H)/cm3 ~10-4 C/H
10 < T(K)
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Separao entre as estrelas ~ 2 pc Densidade estelar () 6x10-2 pc-3
O gs organizado em fases: Nuvens moleculares frias, Nuvens
HI frias, Regies HII, gs quente entre nuvens, gs coronal
quente.
O aquecimento do gas e a poeira interestelar causado:
i) Pelos ftons estelares, vindo de muitas estrelas (campo de
radiao interestelar mdio);
ii) Pelos raios csmicos (ions energticos, prton de GeV);
iii) Raio-X emitido - gas quente extragalctico, galctico e local.
O Meio interestelar (MIE)
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Principais fontes de matria interestelar:
- Perda de massa em estrelas gigantes vermelhas;
- Nebulosas planetrias;
- Ventos estelares;
- Supernovas;
- Queda de matria (infall) de origem extragalctica.
Principais fontes de esgotamento de matria no MIE:
- Formao estelar (essencialmente);
- Perda de matria entre a galxia e o meio intra-aglomerado.
O Meio interestelar (MIE)
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O Meio interestelar (MIE)
Para elementos como C, O, Si, Mg, Fe, ZMIE
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Ecossistema Galctico
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Nuvens interestelares difusas
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O Meio interestelar (MIE)
Nuvens difusas so aquelas onde a radiao das estrelas penetra
com certa facilidade.
Processos qumicos dominados pela fotodissociao e fotoionizao UV e raios-X das .
Poucas molculas (H2 tpico).
gas ~ 100 H por cm3 e pode aparecer como H2 ou H livre a T ~ 100 K.
Diatmica: CO, CH, CH+, CN, OH, C2, ... M/H ~ 108 ou menos
(exceto CO, CO/H ~ 106 ).
Recentemente: HCO+, CH2, HCN, ... PAHs.
O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)
Objetos interestelares: Nuvens interestelares difusas
No podem ser formadas no MIE-
Resultado da fragmentao dos
gros choques.
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O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)
Nas nuvens interestelares difusas, a poeira tem trs importantes
papis na qumica:
- Extino da luz da estrela diminuio parcial da
fotodegradao;
- A poeira (atravs do efeito fotoeltrico) acopla a energia da luz
estelar ao gs e fornece a principal fonte de aquecimento.
- Catlise - os gros de poeira permitem que a qumica
heterognea ocorra.
Objetos interestelares: Nuvens interestelares difusas
-
O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)
Um exemplo simples da ajuda da poeira na formao
de molculas Formao de H2:
Processo MUITO lento!
ou
Processo fortemente
proibido!
Necessidade da
poeira para
catalisar as reaes!
Objetos interestelares: Nuvens interestelares difusas
-
Regies HII
-
Objetos interestelares: Regies HII
Nuvens de gs H ionizado
Gs ionizado T ~ 104 K
Densidades:
103 < (cm-3 ) < 104 - regies compactas, como Orion;
Para comparao: 10 cm-3 - Nebulosas difusasgigantes, como a nebulosa da Amrica do Norte.
M ~ 300 M
Grande Nebulosa de
Orion (M42)
Ocorrem principalmente em volta de estrelas O e B - UV com
E > 13,6 eV H ionizado.
-
Grande Nebulosa de
Orion (M42)
M ~ 300 M
Espectro tico dominado por linhas de
recombinao do H e He;
Linhas em emisso proibidas no tico de alguns
ons como [OII], [OIII], e [NII];
Emisso IV poeira quente.
Objetos interestelares: Regies HII
-
Grande Nebulosa de
Orion (M42)
M ~ 300 M
Ricas em H+ (prtons) e e- livres.
Linhas do H so emitidas quando o eltron passa,
subseqentemente, pelos vrios nveis de energia.
UV da estrela so degradados em ftons no visvel.
Mecanismo dominante n=3 para o n=2 = 6563,
dominante e por isso a cor vermelha da regio.
Objetos interestelares: Regies HII
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Trapzio na Nebulosa de rion. Crditos: Hubble Space Telescope.
Visvel Infravermelho
A imagem cobre um ano-luz. ~300 estrelas e 50 ans marrons em formao e
recm formadas.
Placas de sinalizao indicando regio de formao estelar na Galxia.
Objetos interestelares: Regies HII
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Nuvens moleculares densas
-
So mais densas e opacas do que as nuvens difusas.
Objetos interestelares: Nuvens moleculares densas
Os gros tm papel de:
(i) atuar como uma camada protetora para as espcies moleculares no
interior da nuvem (absorvendo UV);
(ii) Catalizar, formando principalmente H2.
Resultado: Diminuio dos processos fotoqumicos!
Domnio da qumica entre on-molcula iniciada pela ionizao do H
pelos raios csmicos (RC).
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T ~ 10 K na TMC-1 (Taurus
Molecular Cloud), a qual no
apresenta indcio de formao
estelar.
Nas moleculares densas, como
Orion KL, as T ~ 30100 K.
Objetos interestelares: Nuvens moleculares densas
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Nuvens moleculares gigantes
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GMC (Giant Molecular Clouds) essencialmente complexos de nuvens
moleculares que apresentam intensa emisso molecular e indcios de
formao estelar.
Junto com alguns aglomerados globulares, so os objetos mais massivos da
Galxia.
Objetos interestelares: Nuvens Moleculares Gigantes
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Constitudas de gs atmico, gs molecular (H2, CO, NH3 etc.), poeira
interestelar e gelos.
Os gros de poeira: silcio (silicatos) ou de carbono como o diamante, o
grafite, o carbono amorfo e os hidrocarbonetos policclicos aromticos
(HPAs ou PAH).
Fragmentam-se em nuvens de diversos
tamanhos, que entram em colapso
gravitacional dando origem a estrelas de
baixas, mdias e altas massas.
esquerda: Glbulos de Bok e nuvens escuras de diferentes
tamanhos, compostas de gs e gros de poeira que esto ou iro
entrar no processo de colapso gravitacional, dando origem a estrelas
de diferentes massas. Fonte: Nasa e The Hubble Heritage Team.
Objetos interestelares: Nuvens Moleculares Gigantes
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Objetos estelares
Discos proto-planetrios
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Objetos estelares
Discos proto-planetrios
Uma estrela como o Sol, quando recm-nascida continua a sugar a matria circundante
formao de um disco espesso de gs e gros regio de formao planetria.
Os ambientes que circundam as
estrelas recm-nascidas e as estrelas
evoludas so considerados verdadeiros
laboratrios qumicos, onde ocorrem
reaes qumicas formando compostos
orgnicos e inorgnicos.
Disco protoplanetrio dividido de acordo
com e T.
R a distncia radial da estrela central
Z a altura em relao ao plano do
disco, dada em unidades astronmica
(UA).
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Objetos estelares
Discos proto-planetrios
Plano - mais densa e fria. Radiao estelar e do MIE no penetra.
Plano - mais densa e fria. Radiao
estelar e do MIE no penetra.
Z : T e Regio totalmente
ionizadas Regies HII;
No meio destas duas regies: ftons
de uv e raios X conseguem penetrar
mais profundamente sem serem
absorvidos, as molculas podem serdissociadas e temos as chamadas
regies de fotodissociao (PDRs).
-
Objetos estelares
Discos proto-planetrios
Espcies detectadas em vrios
discos proto-planetrios:
CO, CO2, CN, HCN, HNC, H2CO,
C2H, C2H2, CS, OH, HCO+,
H13CO+, DCO+, N2H+ e vapor de
gua (Andrade, Rocco e
Boechat-Roberty, 2010).
UV e Raios-X, emitidos pela estrela recm-formada interagem com o gs e poeiracircundante ionizao (e- arrancados dos tomos e das molculas) e a dissociao
(quebra das molculas) radicais e ons reagem quimicamente novas e mais complexas
molculas.
-
NOSSO SISTEMA PLANETRIO
-
62
Allende - PDMS
Espectro de Massas
-
63
Allende - PDMS
Espectro de Massas
-
64
Allende - PDMS
Espectro de Massas
-
65
Allende - PDMS
Espectro de Massas
-
Objetos estelares
Nebulosas Planetrias
Estgio final da vida de uma estrela semelhante ao Sol.
Camadas externas so ejetadas para o MIE nebulosa planetria
Nesses ambientes: diversas reaes qumicas entre espcies na fase gasosa e entre
espcies congeladas na superfcie de gros.
NGC 2818, uma nebulosa planetria num
aglomerado estelar aberto. Crdito: NASA,
ESA, e Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
C4H2, C6H2, benzeno C6H6, que
a unidade bsica dos
PAHs.
-
EXEMPLO DE
COMPLEXIDADE:
A MOLCULA DE H2
-
H2 nas nuvens moleculares
H2 mais abundante no espao;
Constitui parte das nuvens difusas e praticamente toda a massa das nuvensdensas. Tem uma explicao!
A quantidade de H2 numa direo diretamente proporcional quantidadede poeira naquela direo associao entre os gros slidos e o gs
molecular.
Nuvens so densas suficiente
para favorecer a aproximao
de 2 H para a formao de H2.
Nas nuvens densas, a presena dos gros slidos impede apropagao da radiao UV protege da dissociao.
Servem como catalisadores.
-
~1
2
Adotando d ~ 3 , numa nuvem difusa de T = 100 K e
= , temos que ~10
8 .
Se e = , temos que ~
.
Taxa de colises = ~ Reao lenta
Tempo de coliso entre H nas nuvens interestelares
-
Para comparao
Na atmosfera de uma estrela fria:
~103 e ~10153 ~
.
Taxa de colises = ~.
Tempo de coliso entre H nas nuvens interestelares
-
Para comparao:
Na atmosfera da Terra, em uma reao envolvendo
N ou O:
T = 300 e ~10193 ~
.
Taxa de colises = ~.
Tempo de coliso entre H nas nuvens interestelares
-
FORMAO DE H2 NA SUPERFCIE DOS GROS
H + H colidem podem ou NO formar H2
Se o excesso de energia no for removido, os tomos colidiro,mas se afastaro depois sem formao de molcula.
Mas se um terceiro corpo retira parte da energia a reao
facilitada Superfcie pode estabilizar a molcula formada.
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Principais processos em superfcie de
interesse astroqumico:
- Adsoro;
- Espalhamento;
- Difuso;
- Dessoro.
O sticking probability (SP) ou sticking power a probabilidade de uma molcula aderir superfcie
ao invs de ser espalhada ou aprisionada por um curto perodo de tempo, dessorvendo em seguida.
At o momento, esta quantidade s pode ser determinada empiricamente e um dado importante em
astroqumica.
FORMAO DE H2 NA SUPERFCIE DOS GROS
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FORMAO DE H2 NA SUPERFCIE DOS GROS
Mecanismo Eley-Rideal (ER) tomos ou molculas na
fase gasosa colidem com tomos ou molculas adsorvidaspreviamente. Reaes de hidrogenao nos gros,
formando H2 e H2O.
Ex. Simples: Eespcie mais complexa (A2B) formada,
permanece aprisionada na superfcie ou, se a entalpia deformao for suficiente, ela pode dessorver diretamente
para a fase gasosa.
Pode ocorrer tambm uma reao de substituio (duas
espcies so formadas, A2 + B).
Qualquer combinao dessas espcies pode permanecer
na superfcie ou dessorver para fase gasosa.
As reaes de catlise para a transformao das espcies
A e B em P ocorrem, geralmente, segundo doismecanismos:
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FORMAO DE H2 NA SUPERFCIE DOS GROS
Mecanismo Langmuir-Hinshelwood (LH): mais
comum.
Encontro de duas espcies j adsorvidas.
Ambas as espcies esto previamente adsorvidasna superfcie uma aprisionada num stio ligante e a
outra difundindo livremente atravs da superfcie.
Quando a espcie difusora colide com a espcie
adsorvida ocorre uma reao, gerando uma nova
espcie (A2B), que como no caso Eley-Rideal,
poder permanecer aprisionada na superfcie, mas
geralmente dessorvida.
As reaes de catlise para a transformao das espcies
A e B em P ocorrem, geralmente, segundo doismecanismos:
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OBRIGADA