06/11/2015

Nebulosas


As nebulosas são nuvens de poeira, hidrogénio e plasma. São regiões de constante formação estelar, como é o caso da Nebulosa Águia.
Como o processo de formação estelar 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.
As nebulosas localizam-se, geralmente, no interior das galáxias, só se tornando visíveis se:
  • o gás brilhar;
  • uma nuvem reflectir a luz das estrelas;
  • se a nebulosa encobrir a luz de objectos distantes.
  • Nebulosa de emissão
  • Nebulosa de reflexão
  • Nebulosa escura
  • Nebulosa planetária
As nebulosas de emissão e de reflexão são, geralmente, vistas juntas e, às vezes, chamadas de nebulosas difusas.
Nalgumas nebulosas, as regiões de formação estelar são tão densas e espessas que a luz não consegue atravessá-las - são as nebulosas escuras.


Nebulosas de emissão
As nebulosas de emissão são nuvens de gás com temperaturas muito elevadas que rodeiam uma estrela quente,
difundindo a energia recebida em forma de radiação; têm um espectro marcado por linhas brilhantes de hidrogénio.
Os átomos da nuvem são energizados pela luz ultravioleta de uma estrela próxima e emitem radiação quando decaem para estados de energia mais baixos.
Entre os tipos de nebulosas de emissão estão as regiões H II, nas quais a formação estelar ocorre. Sendo jovens e massivas estrelas são a fonte dos fotões,pois apenas estrelas grandes e quentes podem libertar a quantidade de energia necessária para ionizar uma parte significativa da nuvem. Muitas vezes este trabalho é feito por um enxame inteiro de estrelas jovens.
Este tipo de nebulosas é, geralmente, vermelha por causa da prevalência do hidrogénio (o gás mais abundante no Universo), o qual na maior parte das vezes emite luz desta cor. No entanto, são nebulosas de diferentes cores pois o seu gás é estimulado pela radiação de estrelas jovens e quentes, que emitem fotões altamente energéticos. Ao aumentar a sua energia, as nuvens podem ionizar outros elementos e então, aparecem as cores azul e verde.
Um exemplo de uma nebulosa de emissão é a Nebulosa de Oríon. Esta nebulosa, a 1.800 anos-luz do Sol, é formada por gases que rodeiam uma estrela múltipla e se excitam com a energia desta.

Constituição
A maioria das nebulosas  de emissão são constituídas por 90% de hidrogénio, sendo os restantes 10%  por hélio, oxigénio, nitrogénio e outros elementos.
As nebulosas de emissão têm, frequentemente, manchas escuras, que são o resultado do bloqueio provocado por nuvens de pó.
Algumas nebulosas são constituídas por componentes que reflectem e emitem, como é o caso da Nebulosa da Trífida (M20).

Nebulosas de Reflexão
São nuvens de poeira que simplesmente reflectem a luz de uma ou mais estrelas vizinhas.
As nebulosas de reflexão não são suficientemente quentes para provocar a ionização do seu gás, como acontece nas de emissão, no entanto, são suficientemente brilhantes para tornarem o gás visível. Por isso, o espectro das nebulosas de reflexão é semelhante ao das estrelas que as iluminam.
Por entre as partículas microscópicas responsáveis pela dispersão, estão compostos de carbono (por exemplo, pó de diamante) e de outros elementos, em particular ferro e níquel. Estes dois últimos elementos estão, muitas vezes, alinhados com os campos magnéticos e fazem com que a luz dispersa seja bastante polarizada.
São nebulosas geralmente azuis devido ao facto de a dispersão ser mais eficiente na luz azul do que na luz vermelha (é o mesmo processo que dá o tom azul ao céu e os tons vermelhos ao pôr-do-Sol).
Essas nebulosas não são muito comuns, podendo até passar despercebidas por um telescópio amador.
A incidência de 100% de luz fá-las reflectir entre 10% e 80%, mas um telescópio Nebulosa de reflexão em Órionsuperpotente (como o Hubble) captam-nas em instantes com definições perfeitas, numa imagem de alta resolução e relativa facilidade.
Conhecem-se cerca de 500 nebulosas de reflexão. Uma das mais famosas  é a que rodeia as estrelas das Plêiades. Uma nebulosa de reflexão azul pode também ser vista na mesma área do céu que a Nebulosa da Trifída. A gigante estrela Antares, que é muito vermelha, é rodeada por uma nebulosa de reflexão vermelha.
As nebulosas vermelhas são, muitas vezes, locais de formação estelar.
Em 1922, na publicação que Edwin Hubble fez acerca das suas investigações acerca de nebulosas, relaciona o tamanho angular (R) da nebulosa e a magnitude aparente da estrela associada:

                                5 log(R) = -m + K, sendo K uma constante que depende da sensibilidade da medição.

Nebulosas Escuras
Uma nebulosa escura é uma grande nuvem molecular. Uma região pobre em estrelas, mas onde a poeira interestelar parece estar concentrada.
As nebulosas escuras podem ser vistas quando obscurecem uma parte de uma nebulosa de reflexão ou emissão - como é o caso da Nebulosa cabeça de Cavalo- ou se elas bloqueiam estrelas de fundo - por exemplo, a Nebulosa do Saco de Carvão.
As maiores nebulosas escuras são visíveis a olho nu. Aparecem como caminhos escuros contra o fundo brilhante da Via Láctea.

Caracterização
O hidrogénio destas nuvens escuras opacas existe na forma de hidrogénio molecular.
A maior nebulosa deste tipo, a chamada nuvem molecular gigante (NMG), tem mais do que um milhão de vezes a massa do Sol. Contém mais massa do que o meio interestelar e quase 150 anos-luz de comprimento, uma densidade média de 100 a 300 moléculas por cm3 e uma temperatura interna de 7 a 15 K.
As nuvens moleculares consistem, basicamente, em gás e poeira interestelar, mas também contêm estrelas.
As cores dessas nuvens estão completamente escondidas da visão e não são detectáveis excepto pela emissão de micro-ondas das suas moléculas. Esta radiação não é absorvida pela poeira e rapidamente escapa da nuvem.
O material interno da nuvem é arrastado, coeso, em todas as direcções, com algumas nuvens a reduzirem-se a massa de estrelas individuais. Pequenos arrastões estendem-se a cerca de um ano-luz.
As nuvens têm um campo magnético interno que se opõe à sua própria gravidade.
As NMG desempenham um papel importante na dinâmica das galáxias: Quando uma estrela passa próxima a uma NMG, um considerável impulso gravitacional abala a órbita da estrela. Depois de repetidas aproximações, uma estrela de meia idade terá componentes significativos  de velocidades em todas as direcções, invés uma órbita quase circular, como a de uma jovem estrela.
Isto dá aos astrónomos mais uma ferramenta para estimar a idade das estrelas e ajuda a explicar a espessura do disco galáctico.
Na região interna de uma nebulosa escura têm lugar importantes eventos, como a formação de estrelas e de masers.

Nebulosas Planetárias
Uma nebulosa planetária não tem nenhuma relação  com planetas. Esse nome deve-se ao facto de algumas nebulosas, no  fim da sua vida, serem semelhantes a planetas, conforme os observadores do século XVIII puderam constatar com os seus telescópios ópticos da época.
Trata-se de um objeto astronómico (nomeadamente uma nebulosa de emissão) constituído por um invólucro brilhante em expansão, de plasma e gás ionizado, expulso durante a fase de ramo gigante assimptótica, que atravessam as estrelas gigantes vermelhas.
No final de vida das estrelas que atingem a fase gigante vermelha, as camadas exteriores da estrela são expelidas devido a fortes pulsações e a intensos ventos solares. Após a expulsão desta camada, subsiste um pequeno núcleo da estrela, o qual se encontra a uma grande temperatura e brilha intensamente. A radiação ultravioleta emitida por este núcleo ioniza as camadas externas que a estrela tenha expulsado.
Têm uma curta duração de vida curta (alguns milhares de anos) quando comparadas com outros objectos estelares (alguns milhares de milhões de anos).
Conhecem-se cerca de 1.500 nebulosas planetárias na nossa  Galáxia.

Contribuição para o estudo do Universo
Este tipo de nebulosas são objectos importantes para o estudo da Astronomia, pois desempenham um papel crucial na evolução química da galáxia, enviando material para o meio interestelar (como carbono, nitrogénio, oxigénio e cálcio), enriquecendo-o em elementos  mais pesados através da nucleossíntese.
Nas outras galáxias as nebulosas planetárias podem ser o único elemento observável capaz de fornecer informação acerca da abundância química.
O Universo primitivo era constituído apenas por hidrogénio e hélio, mas com o tempo as estrelas foram formando o seu núcleo com elementos mais pesados através da fusão nuclear. Os gases que constituem as nebulosas contêm uma grande proporção destes elementos mais pesados do que o hélio - chamados "metais" -, como carbono, nitrogénio e oxigénio, contribuindo para enriquecer o meio interestelar à medida que a nebulosa planetária se mistura com ele.
As gerações posteriores de estrelas terão, portanto, uma maior metalicidade, ou seja, uma maior concentração destes elementos pesados. Embora a sua proporção com referência ao total da estrela seja ainda pequena, tem um efeito muito importante na sua evolução.
As estrelas formadas no início do Universo e que têm um valor baixo de elementos pesados, em geral, encontram-se  espalhadas pelo disco galáctico; enquanto que as estrelas mais jovens, com uma metalicidade superior, encontram-se no bulbo galáctico e no halo.
Estima-se que a cada ano surgem cerca de três novas nebulosas planetárias na Via Láctea. Geralmente são mais abundantes no centro galáctico.
É com regularidade que são detectadas novas nebulosas planetárias nos aglomerados globulares como Messier 15, Messier 22 e Palomar 6. Contudo, nos Aglomerados Estelares Abertos são mais numerosas,  pois estes aglomerados possuem muito menos estrelas que os globulares e, ao terem fracas ligações gravitacionais, os seus membros dispersam-se entre 100 a 600 milhões de anos, tempo idêntico àquele que leva a fase nebulosa planetária.
O estudo deste tipo de nebulosas em aglomerados abertos permite determinar com maior precisão o limite de massa entre as estrelas progenitoras das anãs brancas e das estrelas de neutrões, situadas entre 6 a 8 massas solares.
O Telescópio Espacial Hubble tem revelado a extrema complexidade e variação morfológica das nebulosas planetárias. Só cerca de 20% são esféricas.

Classificação:
  • Maior intensidade: Esféricas, elípticas, bipolares.
  • Menor intensidade: Anulares, quadripolares, helicoidais, irregulares, outros tipos.
    Massa (a massa da estrela progenitora determina a forma da nebulosa):
  • Bipolares - encontram-se perto do plano galáctico (3º no máximo). Foram criadas por estrelas novas muito massivas.
  • Esféricas – afastadas do plano galáctico (5º a 12º). São originadas por estrelas mais antigas e menos massivas, similares ao Sol.
  • Elípticas – geradas por estrelas no intervalo intermédio.
Quanto mais irregular a nebulosa planetária, mais massiva foi a estrela progenitora.
A razão para a variedade de formas não é bem compreendida, mas pode ser causada devido a interacções gravitacionais causadas por uma estrela companheira em sistemas estelares binários. Outra possibilidade é que os planetas perturbem o fluxo de material expelido pela estrela. Em Janeiro de 2005 foi anunciada a primeira detecção de campos magnéticos ao redor das estrelas centrais, de duas nebulosas planetárias, e foi sugerido que fossem responsáveis, pelo menos em parte, pela forma da nebulosa.
As nebulosas planetárias são geralmente objectos ténues, não sendo visíveis a olho nu.
A primeira nebulosa a ser descoberta foi a Nebulosa de Dumbbell na Constelação da Raposa, por Charles Messier, em 1764.
Em 1784, William Herschel, que descobriu Úrano, deu o nome de “nebulosas planetárias”, devido à sua parecença com planetas (embora actualmente se saiba que isso não corresponde à verdade).
A natureza das nebulosas permaneceu desconhecida até serem realizadas as primeiras observações espectroscópicas em meados do século XIX. Em 1864, William Huggins, usando um prisma que dispersava a luz da luz de uma nebulosa (a Nebulosa Olho de Gato). As suas observações de estrelas mostraram que o espectro era contínuo com muitas linhas escuras sobrepostas. Mais tarde descobriu que muitos objectos nebulosos, tal como a “Nebulosa” de Andrómeda, tinham espectros muito parecidos a este – futuramente veio a saber-se que estas “nebulosas” eram na realidade galáxias. Huggins esperava encontrar um espectro de emissão contínua, como já havia observado anteriormente, no entanto, o que viu foi um pequeno número de linhas de emissão, como nos gases. Identificou uma linha de Balmer do hidrogénio, embora também aparecessem outras linhas muito mais brilhantes, como a correspondente a 500.7 nanómetros, que os astrónomos não conseguiram identificar com nenhum elemento. Foi então proposto que a linha seria de um elemento desconhecido, que na altura recebeu o nome de “nebulium”.
Só em 1928, com o surgir da mecânica quântica é que se compreendeu a verdadeira natureza das linhas, por Ira Sprague Bowen, que deduziu que as linhas eram causadas por átomos de oxigénio e hidrogénio ionizados, isto é, os físicos mostraram que em gases com a densidade extremamente baixa, os electrões podem saltar de níveis metasticamente excitados em átomos  e iões a densidades mais altas que são rapidamente acalmados por colisões. As transições de electrões destes níveis no oxigénio originam a linha dos 500.7 nm – são conhecidas como as linhas proibidas. Observações espectroscópicas posteriores mostraram que as nebulosas são feitas de gás extremamente rarefeito.
Nos finais do século XX o avanço tecnológico ajudou o estudo e a compreensão das nebulosas planetárias. Os estudos realizados no infravermelho e ultravioleta revelaram muita informação (temperatura, densidade, abundância dos elementos químicos), a qual só foi possível com o recurso a telescópios espaciais, impossíveis obter através de ondas de rádio e luz espectral. O Telescópio Espacial Hubble mostrou que embora muitas nebulosas pareçam ter estruturas simples e regulares quando vistas da Terra, têm uma morfologia extremamente complexa.

Características
Uma nebulosa planetária típica tem, aproximadamente, um ano-luz de diâmetro.
É formada por gás altamente disperso, com uma densidade entre 100 e 10.000 partículas por cm3.
As nebulosas mais novas têm uma densidade mais alta, ocasionalmente na ordem de um milhão de partículas por cm3.
À medida que a nebulosa envelhece, a sua densidade de cerca de 25 km/s (o equivalente a cerca de 70 vezes a propagação da velocidade do som no espaço).
A massa de uma nebulosa planetária pode variar entre 0,1 e 1 a massa solar.
A radiação emitida pela estrela central aquece os gases até temperaturas de 10.000 K. As regiões mais próximas ao núcleo podem atingir temperaturas que variam entre os 16.000 e os 25.000 K.
O volume existente nas proximidades da estrela central é, com frequência, ocupado por um gás muito quente, chegando até aos 1.000.000 K. Este gás é formado na superfície das estrelas, tomando a forma de vento estelar e atingindo velocidades muito altas.

As nebulosas planetárias podem ser diferenciadas pelo seu constituinte limitante, o qual pode ser matéria ou radiação:
  • Matéria - não há suficiente matéria na nebulosa para observar todos os fotões ultravioletas emitidos pela estrela e a nebulosa visível encontra-se completamente ionizada.
  • Radiação - a estrela não emite fotões ultravioletas suficientes para ionizar todo o gás circundante, propagando-se de dentro para fora em frente de ionização, deixando neutras as regiões mais exteriores, pelo que não se observa todo o gás que cerca a estrela, só visível nos infravermelhos.

Origem e Evolução
As nebulosas planetárias são formadas quando uma estrela que possui entre 0,8 e 8 massas solares esgota o seu combustível nuclear. Isto permite que a estrela se encontre em equilíbrio hidrostático, pois a força que a gravidade exerce para o centro da estrela, tentando comprimi-la, é compensado pela soma das pressões hidrostáticas e da radiação, que agem visando expandir o sistema.
As estrelas que cumprem isto estão situadas na zona de sequência principal no diagrama Hertzprung - Russel.
As estrelas de massas médias e baixas permanecem na sequência principal durante vários milhares de milhões de anos, consumindo hidrogénio e produzindo hélio, que se vai acumulando no seu núcleo, o qual não tem temperatura suficiente para provocar a fusão de hélio, até a pressão gravitacional no núcleo ser suficiente para compensar a força gravitacional gerada pela massa da estrela, pelo qual aquele se comprime.
Esta compensação gera calor, o qual vai provocar uma aceleração da fusão do hidrogénio das camadas exteriores, as quais, por sua vez, se vão expandir. Como a superfície da estrela aumenta, a energia que produz é difundida sobre uma área mais ampla, resultando num arrefecimento da temperatura superficial e, portanto, num avermelhamento da estrela. - Diz-se então que a estrela entra na fase de gigante vermelha.
O núcleo, composto totalmente por hélio, continua a comprimir-se e a aquecer, até atingir temperaturas que possibilitam a fusão do hélio em carbono e oxigénio, voltando, novamente, ao equilíbrio hidrostático.
Forma-se um núcleo de carbono e oxigénio rodeado por uma camada de hélio e outra de hidrogénio, ambas em combustão - ramo gigante assimptótico.
Devido à sensibilidade da fusão do hélio e à variação de temperatura, a estrela torna-se muito instável, o que faz com que se libertem grandes quantidades de energia, o que vai aumentar a temperatura da estrela, provocando uma expansão na camada de hélio e o seu arrefecimento.
Isto provoca violentas pulsações, que, finalmente, adquirem a intensidade suficiente para expulsar a atmosfera estelar para o espaço.
Os gases ejectados formam uma nuvem de material em torno do núcleo da estrela, agora exposto.
Quando a superfície exposta atinge uma temperatura de 35.000 K, são emitidos suficientes fotões ultravioletas para ionizar a atmosfera projectada, fazendo-a brilhar.
A nuvem é, então, uma nebulosa planetária.
Uma vez começada a fase de nebulosa planetária, os gases expulsos viajam a velocidades de vários quilómetros por segundo da estrela central. A gigante vermelha passa a anã branca. É formada por carbono e oxigénio com eletrões degenerados e vestigios de hidrogénio.
À medida que o gás se expande, a estrela central tem uma evolução em duas etapas:
  1. Contrai-se ao mesmo tempo que aquece - queima-se o hidrogénio da camada exterior. Nesta fase, a nebulosa mantém uma luminosidade constante, atingindo temperaturas de 100.000 K.
  2. Após o consumo de hidrogénio da camada exterior, a estrela arrefece, perdendo parte da sua massa. O remanescente irradia energia, mas as reações de fusão deixam de ocorrer devido à perda de massa. A estrela arrefece de tal modo que a intensidade de luz ultravioleta irradiada não chega para ionizar o gás distante.
A fase de nebulosa planetária acaba quando a nuvem de gás deixa de estar em estado de plasma e torna-se invisível.
O remanescente estelar, a anã branca, permanecerá sem sofrer alterações ao seu estado, arrefecendo devagar.

Nebulosa Solar
É uma nuvem de gás e poeira do cosmos que está relacionada directamente com a origem do Sistema Solar. A hipótese nebular foi proposta, em 1755, por Immanuel Kant, defendendo que as nebulosas giravam lentamente em torno da sua origem.


Notas
  • Masers (microwave amplification by stimulated emission of radiation). Funcionam como os lasers, mas invés luz visível, emitem microondas.
  • Ramo Gigante Assimptótico (AGB) - Região do diagrama de Hertzsprung-Russel, habitado por estrelas de massas baixas e moderadas. Trata-se de um período de evolução estelar que ocorre em todas as estrelas entre 0,6 a 10 massas solares, no fim da vida. Aparece como uma gigante vermelha, O interior é caracterizado por um núcleo central e inerte de carbono e oxigénio, rodeado por uma camada de hélio em fusão. A última camada é constituída por hidrogénio em fusão.
  • Metalicidade - em astronomia e cosmologia física, a metalicidade (Z) de um elemento é a proporção da matéria do mesmo, constituída por elementos químicos diferentes do hidrogénio e hélio. Como as estrelas são compostas, maioritariamente, por hidrogénio e hélio, os astrónomos usam, por conveniência, o termo genérico "metal" para descrever todos os outros elementos. Assim, uma nebulosa rica em carbono, nitrogénio, oxigénio e néon, seria "rica em metais" em termos astrofísicos, apesar de esses elementos serem não-metais em química.
  • Equilíbrio Hidrostático (ou mecânico) - conceito de mecânica de fluidos em que há um balanço entre o campo gravitacional e o gradiente de pressão. É importante para todos os corpos celestes, por exemplo numa estrela, se a força de pressão e a força gravitacional não forem equivalentes, a estrela vai sofrer mudanças violentas na sua estrutura.

 Diagrama Hertzsprung Russell





Fontes
http://www.astronomia.web.st/index.php?aid=55
www.wikipedia.com
http://www.ccvalg.pt/astronomia/





Desejo

«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...