20.E: Entre as estrelas - gás e poeira no espaço (exercícios)

Para uma exploração mais aprofundada

Artigos

Goodman, A. “Reciclando o Universo”. Sky & Telescope, novembro (2000): 44. Revisão de como a evolução estelar, o meio interestelar e as supernovas trabalham juntos para reciclar material cósmico.

Greenberg, J. “Os Segredos da Poeira Estelar”. Dezembro da Scientific American (2000): 70. A composição e o papel evolutivo das partículas sólidas entre as estrelas.

Knapp, G. “A coisa entre as estrelas”. Sky & Telescope May (1995): 20. Uma introdução ao meio interestelar.

Nadis, S. “Em busca das moléculas da vida no espaço”. Sky & Telescope, janeiro (2002): 32. Observações recentes da água no meio interestelar por telescópios de satélite.

Olinto, A. “Resolvendo o mistério dos raios cósmicos”. Astronomia de abril (2014): 30. O que os acelera a energias tão altas.

Reynolds, R. “O gás entre as estrelas”. Janeiro da Scientific American (2002): 34. No meio interestelar.

Sites e aplicativos

Barnard, E. E., Memórias biográficas: www.nasonline.org/publication... ard-edward.pdf.

Cosmicopia: helios.gsfc.nasa.gov/cosmic.html. O site de aprendizado da NASA explica sobre a história e a compreensão moderna dos raios cósmicos.

DECO: https://wipac.wisc.edu/deco. Um aplicativo para smartphone para transformar seu telefone em um detector de raios cósmicos.

Imagens de nebulosas do telescópio espacial Hubble: http://hubblesite.org/gallery/album/nebula/. Clique em qualquer uma das belas imagens desta coleção e você será levado a uma página com mais informações; ao ver essas imagens, você também pode navegar pela sequência de slides sobre o significado das cores nas fotos do Hubble (http://hubblesite.org/gallery/behind...ning_of_color/).

Tutorial on-line do meio interestelar: www-ssg.sr.unh.edu/ism/intro.htm. Introdução não técnica ao meio interestelar (ISM) e como o estudamos; pelo departamento de astronomia da Universidade de New Hampshire.

Catálogo Messier de nebulosas, aglomerados e galáxias: http://astropixels.com/messier/messiercat.html. O astrônomo Fred Espenak fornece o catálogo completo, com informações e imagens. (A lista da Wikipédia faz algo semelhante: en.wikipedia.org/wiki/List_O... ssier_objects.)

Nebulosas: O que são? : http://www.universetoday.com/61103/what-is-a-nebula/. Introdução concisa de Matt Williams.

Vídeos

Barnard 68: O buraco no céu: https://www.youtube.com/watch?v=8No6I0Uc3No. Sobre essa nuvem escura e nuvens escuras no espaço interestelar em geral (02:08).

Nebulosa cabeça de cavalo sob nova luz: www.esa.int/SpaceinVideos/vid... a_in_new_light. Passeio pela nebulosa escura em diferentes comprimentos de onda; sem narração em áudio, apenas música, mas material explicativo aparece na tela (03:03).

Hubblecast 65: Uma visão totalmente nova da nebulosa da cabeça de cavalo: http://www.spacetelescope.org/videos/heic1307a/. Relate as nebulosas em geral e especificamente sobre a Cabeça de Cavalo, com o astrônomo do ESO Joe Liske (06:03).

Vermelhidão interestelar: https://www.youtube.com/watch?v=H2M80RAQB6k. Vídeo demonstrando como funciona o avermelhamento, com Scott Miller, da Penn State; um pouco nerd, mas útil (03:45).

Atividades colaborativas em grupo

1. O Sol está localizado em uma região onde a densidade da matéria interestelar é baixa. Suponha que, em vez disso, ele estivesse localizado em uma nuvem densa de 20 anos-luz de diâmetro que diminuiu a luz visível das estrelas situadas fora dela em um fator de 100. Peça ao seu grupo que discuta como isso teria afetado o desenvolvimento da civilização na Terra. Por exemplo, isso teria apresentado um problema para os primeiros navegadores?
2. Os membros do seu grupo devem dar uma olhada nas fotos deste capítulo. Quão grandes são as nebulosas que você vê nas imagens? Há alguma pista nas imagens ou nas legendas? As nuvens das quais fazem parte são significativamente maiores do que as nebulosas que podemos ver? Por quê? Sugira algumas maneiras de determinar o tamanho das nebulosas.
3. Como os membros do seu grupo acham que os astrônomos são capazes de estimar as distâncias dessas nebulosas em nossa própria galáxia? (Dica: veja as imagens. Você consegue ver alguma coisa entre nós e a nebulosa em alguns casos. Revise as Distâncias Celestiais, se precisar se lembrar dos métodos de medição de distâncias.)
4. O texto sugere que um tubo de ar que se estende da superfície da Terra até o topo da atmosfera contém mais átomos do que um tubo do mesmo diâmetro que se estende do topo da atmosfera até a borda do universo observável. Os cientistas geralmente fazem o que chamam de “cálculos do verso do envelope”, nos quais fazem aproximações muito aproximadas apenas para ver se as afirmações ou ideias são verdadeiras. Tente fazer uma estimativa “rápida e suja” para essa declaração com seu grupo. Quais são as etapas para comparar o número de átomos contidos nos dois tubos diferentes? Quais informações você precisa para fazer as aproximações? Você pode encontrá-la neste texto? E a afirmação é verdadeira?
5. Se seu curso de astronomia envolveu aprender sobre o sistema solar antes de você chegar a este capítulo, peça ao seu grupo que discuta onde mais, além das nuvens interestelares, os astrônomos estão descobrindo moléculas orgânicas (os elementos químicos da vida). Como as descobertas de tais moléculas em nosso próprio sistema solar podem estar relacionadas às moléculas nas nuvens discutidas neste capítulo?
6. Ambas as estrelas têm uma aparência avermelhada em telescópios. Uma estrela é na verdade vermelha; a luz da outra foi avermelhada pela poeira interestelar a caminho de nós. Peça ao seu grupo que faça uma lista das observações que você pode realizar para determinar qual estrela é qual.
7. Você foi convidado a dar uma palestra para a turma do ensino médio do seu irmãozinho sobre astronomia e decide falar sobre como a natureza recicla gás e poeira. Peça ao seu grupo que discuta quais imagens desse livro você usaria em sua palestra. Em que ordem? Qual é a grande ideia que você gostaria que os alunos lembrassem quando a aula terminasse?
8. Este capítulo e o próximo (sobre O Nascimento das Estrelas) incluem algumas das mais belas imagens de nebulosas que brilham com a luz produzida quando a luz das estrelas interage com gás e poeira. Peça ao seu grupo que selecione de uma a quatro de suas nebulosas favoritas e prepare um relatório sobre elas para compartilhar com o resto da classe. (Inclua coisas como localização, distância, tamanho, forma como brilham e o que está acontecendo dentro delas.)

Perguntas de revisão

1. Identifique várias nebulosas escuras nas fotografias deste capítulo. Dê os números das figuras das fotografias e especifique onde as nebulosas escuras se encontram nelas.
2. Por que as nebulosas próximas a estrelas quentes parecem vermelhas? Por que as nuvens de poeira próximas às estrelas geralmente parecem azuis?
3. Descreva as características dos vários tipos de gás interestelar (regiões HII, nuvens neutras de hidrogênio, nuvens de gás ultra-quentes e nuvens moleculares).
4. Prepare uma tabela listando as diferentes maneiras pelas quais poeira e gás podem ser detectados no espaço interestelar.
5. Descreva como a linha de 21 cm de hidrogênio é formada. Por que essa linha é uma ferramenta tão importante para entender o meio interestelar?
6. Descreva as propriedades dos grãos de poeira encontrados no espaço entre as estrelas.
7. Por que é difícil determinar de onde vêm os raios cósmicos?
8. O que causa o avermelhamento da luz das estrelas? Explique como a cor avermelhada do disco solar ao pôr do sol é causada pelo mesmo processo.
9. Por que moléculas, incluindo\(\ce{H2}\) moléculas orgânicas mais complexas, só se formam dentro de nuvens escuras? Por que eles não preenchem todo o espaço interestelar?
10. Por que não podemos usar telescópios de luz visível para estudar nuvens moleculares onde estrelas e planetas se formam? Por que os radiotelescópios ou infravermelhos funcionam melhor?
11. A massa do meio interestelar é determinada por um equilíbrio entre fontes (que adicionam massa) e sumidouros (que a removem). Faça uma tabela listando as principais fontes e sumidouros e explique brevemente cada uma delas.
12. De onde vem a poeira interestelar? Como isso se forma?

Perguntas de reflexão

1. A figura\(20.1.1\) na Seção 20.1 mostra um brilho avermelhado ao redor da estrela Antares, mas a legenda diz que é uma nuvem de poeira. Que observações você faria para determinar se o brilho vermelho é realmente produzido pela poeira ou se é produzido por uma região H II?
2. Se o brilho vermelho ao redor de Antares for realmente produzido pelo reflexo da luz de Antares pela poeira, o que sua aparência vermelha diz sobre a provável temperatura de Antares? Procure o tipo espectral de Antares no Apêndice J. Sua estimativa da temperatura estava correta? Na maioria das imagens deste capítulo, um brilho vermelho está associado ao hidrogênio ionizado. Você esperaria encontrar uma região HII nos arredores de Antares? Explique sua resposta.
3. Embora o hidrogênio neutro seja o elemento mais abundante na matéria interestelar, ele foi detectado primeiro com um radiotelescópio, não com um telescópio de luz visível. Explique o porquê. (A explicação dada em Analisando a luz das estrelas para o fato de que as linhas de hidrogênio não são fortes em estrelas de todas as temperaturas pode ser útil.)
4. Os termos H II e H2 são ambos pronunciados como “H dois”. Qual é a diferença de significado desses dois termos? Pode existir algo como H III?
5. Suponha que alguém lhe tenha dito que ela descobriu o H II em torno da estrela Aldebaran. Você acreditaria nela? Por que ou por que não?
6. Descreva o espectro de cada um dos seguintes:
   1. luz das estrelas refletida pela poeira,
   2. uma estrela por trás do gás interestelar invisível, e
   3. uma nebulosa de emissão.
7. De acordo com o texto, uma estrela deve ser mais quente do que cerca de 25.000 K para produzir uma região H II. Tanto as anãs brancas mais quentes quanto as estrelas O da sequência principal têm temperaturas acima de 25.000 K. Que tipo de estrela pode ionizar mais hidrogênio? Por quê?
8. A partir dos comentários no texto sobre quais tipos de estrelas produzem nebulosas de emissão e quais tipos estão associados às nebulosas de reflexão, o que você pode dizer sobre as temperaturas das estrelas que produzem a NGC 1999 (Figura\(20.3.5\) na Seção 20.3)?
9. Uma forma de calcular o tamanho e a forma da galáxia é estimar as distâncias até estrelas fracas apenas a partir do brilho aparente observado e observar a distância na qual as estrelas não são mais observáveis. Os primeiros astrônomos a experimentar esse experimento não sabiam que a luz das estrelas é atenuada pela poeira interestelar. Suas estimativas do tamanho da galáxia eram muito pequenas. Explique o porquê.
10. Novas estrelas se formam em regiões onde a densidade de gás e poeira é relativamente alta. Suponha que você queira pesquisar algumas estrelas recém-formadas. Você teria mais chances de sucesso se observasse em comprimentos de onda visíveis ou em comprimentos de onda infravermelhos? Por quê?
11. Pensando nos tópicos deste capítulo, aqui está uma analogia da Terra. Nas grandes cidades, você pode ver muito mais longe em dias sem poluição. Por quê?
12. Estrelas se formam na Via Láctea a uma taxa de cerca de 1 massa solar por ano. Nesse ritmo, quanto tempo levaria para que todo o gás interestelar da Via Láctea fosse transformado em estrelas se não houvesse gás fresco vindo de fora? Como isso se compara à idade estimada do universo, 14 bilhões de anos? O que você conclui disso?
13. A linha de 21 cm pode ser usada não apenas para descobrir onde o hidrogênio está localizado no céu, mas também para determinar a rapidez com que ele está se movendo em nossa direção ou para longe de nós. Descreva como isso pode funcionar.
14. Recentemente, astrônomos detectaram luz emitida por uma supernova que foi originalmente observada em 1572, chegando agora mesmo à Terra. Essa luz foi refletida por uma nuvem de poeira; os astrônomos chamam essa luz refletida de “eco de luz” (assim como o som refletido é chamado de eco). Como você esperaria que o espectro do eco da luz se comparasse ao da supernova original?
15. Podemos detectar emissões de 21 cm de outras galáxias, bem como de nossa própria galáxia. No entanto, a emissão de 21 cm de nossa própria galáxia preenche a maior parte do céu, então geralmente vemos as duas ao mesmo tempo. Como podemos distinguir a emissão extragalática de 21 cm daquela que surge em nossa própria galáxia? (Dica: outras galáxias geralmente estão se movendo em relação à Via Láctea.)
16. Dissemos repetidamente que a luz azul sofre mais extinção do que a luz vermelha, o que vale para comprimentos de onda visíveis e mais curtos. O mesmo vale para os raios-X? Veja a Figura\(20.6.1\) na Seção 20.6. A maior quantidade de poeira está no plano galáctico no meio da imagem, e a cor vermelha na imagem corresponde à luz mais vermelha (de menor energia). Com base no que você vê no plano galáctico, os raios X estão passando por mais extinção em cores mais vermelhas ou azuis? Você pode considerar comparar a Figura\(20.6.1\) na Seção 20.6 com a Figura\(20.3.6\) na Seção 20.3.
17. Suponha que, em vez de estar dentro da bolha local, o Sol estivesse nas profundezas de uma nuvem molecular gigante. Qual seria a aparência do céu noturno visto da Terra em vários comprimentos de onda?
18. Suponha que, em vez de estar dentro da bolha local, o Sol estivesse dentro de uma região HII. Qual seria a aparência do céu noturno em vários comprimentos de onda?

Descobrindo por si mesmo

1. Uma nuvem molecular é cerca de 1000 vezes mais densa que a média do meio interestelar. Vamos comparar essa diferença de densidades com algo mais familiar. O ar tem uma densidade de cerca de 1 kg/m ³, então algo 1000 vezes mais denso do que o ar teria uma densidade de cerca de 1000 kg/m ³. Como isso se compara à densidade típica da água? De granito? (Você pode encontrar números para essas densidades na internet.) A diferença de densidade entre uma nuvem molecular e o meio interestelar é maior ou menor do que a diferença de densidade entre ar e água ou granito?
2. Você esperaria ser capaz de detectar uma região H II na emissão de raios-X? Por que ou por que não? (Dica: Você pode aplicar a lei de Wien)
3. Suponha que você tenha coletado uma bola de gás interestelar igual ao tamanho da Terra (um raio de cerca de 6000 km). Se esse gás tiver uma densidade de 1 átomo de hidrogênio por cm ³, típica do meio interestelar, como sua massa se compararia à massa de uma bola de boliche (5 ou 6 kg)? E se tivesse a densidade típica da bolha local, cerca de 0,01 átomos por cm ³? O volume de uma esfera é\(V = \left( \frac{4}{3} \right) \pi R^3\).
4. Na densidade média do meio interestelar, 1 átomo por cm ^{3, qual} o tamanho do volume de material que deve ser usado para fazer uma estrela com a massa do Sol? Qual é o raio de uma esfera desse tamanho? Expresse sua resposta em anos-luz.
5. Considere um grão de areia que contém 1 mg de oxigênio (uma quantidade típica para um grão de areia de tamanho médio, já que a areia é principalmente\(\che{SiO2}\)). Quantos átomos de oxigênio o grão contém? Qual é o raio da esfera pela qual você teria que espalhá-las se quisesse que elas tivessem a mesma densidade do meio interestelar, cerca de 1 átomo por cm ³? Você pode pesquisar a massa de um átomo de oxigênio.
6. As regiões HII só podem existir se houver uma estrela próxima quente o suficiente para ionizar hidrogênio. O hidrogênio é ionizado apenas por radiação com comprimentos de onda menores que 91,2 nm. Qual é a temperatura de uma estrela que emite sua energia máxima a 91,2 nm? (Use a lei de Wien de Radiation and Spectra.) Com base nesse resultado, quais são os tipos espectrais dessas estrelas que provavelmente fornecerão energia suficiente para produzir regiões H II?
7. No texto, dissemos que o oxigênio cinco vezes ionizado (OVI) visto no gás quente deve ter sido produzido por choques de supernovas que aqueceram o gás a milhões de graus, e não pela luz das estrelas, da forma como o H II é produzido. A produção de OVI por luz requer comprimentos de onda menores que 10,9 nm. As estrelas mais quentes observadas têm temperaturas de superfície de cerca de 50.000 K. Elas poderiam produzir OVI?
8. A poeira foi descoberta originalmente porque as estrelas em certos aglomerados pareciam estar mais fracas do que o esperado. Suponha que uma estrela esteja por trás de uma nuvem de poeira que diminui seu brilho em um fator de 100. Suponha que você não perceba que a poeira está lá. Quanto erro será sua estimativa de distância? Você consegue pensar em alguma medida que você possa fazer para detectar a poeira?
9. Como a densidade dentro de uma nuvem fria (\(T\)= 10 K) se compararia com a densidade do gás interestelar ultra-quente (\(T\)= 106 K) se eles estivessem em equilíbrio de pressão? (É necessária uma nuvem grande para proteger seu interior do aquecimento, de forma que possa estar em uma temperatura tão baixa.) (Dica: Em equilíbrio de pressão, as duas regiões devem ser\(nT\) iguais, onde\(n\) é o número de partículas por unidade de volume e\(T\) é a temperatura.) Qual região você acha que é mais adequada para a criação de novas estrelas? Por quê?
10. O texto diz que o Local Fluff, que envolve o Sol, tem uma temperatura de 7500 K e uma densidade de 0,1 átomo por cm ³. O Local Fluff é incorporado em gás quente com uma temperatura de 106 K e uma densidade de cerca de 0,01 átomo por cm ³. Eles estão em equilíbrio? (Dica: Em equilíbrio de pressão, as duas regiões devem ser\(nT\) iguais, onde\(n\) é o número de partículas por unidade de volume e\(T\) é a temperatura.) O que é provável que aconteça com o Local Fluff?