Meio interestelar - Interstellar medium

A distribuição de hidrogênio ionizado (conhecido pelos astrônomos como H II da antiga terminologia espectroscópica) nas partes do meio interestelar galáctico visíveis do hemisfério norte da Terra conforme observado com o Wisconsin Hα Mapper ( Haffner et al. 2003 ).

Em astronomia , o meio interestelar ( ISM ) é a matéria e a radiação que existem no espaço entre os sistemas estelares de uma galáxia . Esta matéria inclui gás nas formas iônica , atômica e molecular , bem como poeira e raios cósmicos . Ele preenche o espaço interestelar e se mistura suavemente com o espaço intergaláctico circundante . A energia que ocupa o mesmo volume, na forma de radiação eletromagnética , é o campo de radiação interestelar .

O meio interestelar é composto de várias fases diferenciadas pelo fato de a matéria ser iônica, atômica ou molecular, e pela temperatura e densidade da matéria. O meio interestelar é composto, principalmente, de hidrogênio , seguido de hélio, com traços de carbono , oxigênio e nitrogênio comparativamente ao hidrogênio. As pressões térmicas dessas fases estão em equilíbrio aproximado entre si. Campos magnéticos e movimentos turbulentos também fornecem pressão no ISM e são normalmente mais importantes, dinamicamente , do que a pressão térmica.

Em todas as fases, o meio interestelar é extremamente tênue para os padrões terrestres. Nas regiões frias e densas do ISM, a matéria está principalmente na forma molecular e atinge densidades numéricas de 10 ⁶ moléculas por cm ³ (1 milhão de moléculas por cm ³ ). Em regiões quentes e difusas do ISM, a matéria é principalmente ionizada e a densidade pode ser tão baixa quanto ^10-4 íons por cm ³ . Compare isso com uma densidade numérica de aproximadamente 10 ¹⁹ moléculas por cm ³ para o ar ao nível do mar e 10 ¹⁰ moléculas por cm ³ (10 bilhões de moléculas por cm ³ ) para uma câmara de alto vácuo de laboratório. Em massa , 99% do ISM é gás em qualquer forma e 1% é poeira. Do gás no ISM, em número 91% dos átomos são hidrogênio e 8,9% são hélio , com 0,1% sendo átomos de elementos mais pesados ​​que hidrogênio ou hélio, conhecidos como " metais " no jargão astronômico. Em massa, isso equivale a 70% de hidrogênio, 28% de hélio e 1,5% de elementos mais pesados. O hidrogênio e o hélio são principalmente o resultado da nucleossíntese primordial , enquanto os elementos mais pesados ​​no ISM são principalmente o resultado do enriquecimento no processo de evolução estelar .

O ISM desempenha um papel crucial na astrofísica precisamente por causa de seu papel intermediário entre as escalas estelar e galáctica. As estrelas se formam nas regiões mais densas do ISM, o que em última análise contribui para as nuvens moleculares e repõe o ISM com matéria e energia por meio de nebulosas planetárias , ventos estelares e supernovas . Essa interação entre as estrelas e o ISM ajuda a determinar a taxa na qual uma galáxia esgota seu conteúdo gasoso e, portanto, seu tempo de vida de formação estelar ativa.

A Voyager 1 alcançou o ISM em 25 de agosto de 2012, tornando-se o primeiro objeto artificial da Terra a fazê-lo. O plasma interestelar e a poeira serão estudados até o final da missão em 2025. Sua dupla Voyager 2 entrou no ISM em 5 de novembro de 2018.

A Voyager 1 é o primeiro objeto artificial a alcançar o ISM.

Matéria interestelar

A Tabela 1 mostra a repartição das propriedades dos componentes do ISM da Via Láctea.

O modelo trifásico

Field, Goldsmith & Habing (1969) propuseram o modelo de equilíbrio estático de duas fases para explicar as propriedades observadas do ISM. Seu ISM modelado incluiu uma fase densa fria ( T  <300  K ), consistindo de nuvens de hidrogênio neutro e molecular, e uma fase intercloud quente ( T  ~ 10 ⁴  K ), consistindo de gás neutro rarefeito e ionizado. McKee & Ostriker (1977) adicionaram uma terceira fase dinâmica que representava o gás muito quente ( T  ~ 10 ⁶  K ) que foi aquecido pelo choque por supernovas e constituiu a maior parte do volume do ISM. Essas fases são as temperaturas em que o aquecimento e o resfriamento podem atingir um equilíbrio estável. Seu artigo serviu de base para estudos adicionais nas últimas três décadas. No entanto, as proporções relativas das fases e suas subdivisões ainda não são bem compreendidas.

O modelo atômico do hidrogênio

Este modelo leva em consideração apenas o hidrogênio atômico: uma temperatura superior a 3.000 K quebra as moléculas, enquanto que inferior a 50000 K deixa os átomos em seu estado fundamental. Supõe-se que a influência de outros átomos (He ...) é insignificante. A pressão é considerada muito baixa, de modo que as durações dos caminhos livres dos átomos são maiores do que a duração de ~ 1 nanossegundo dos pulsos de luz que constituem a luz comum, temporalmente incoerente.

Neste gás sem colisão, a teoria de Einstein de interações coerentes luz-matéria se aplica: todas as interações gás-luz são espacialmente coerentes. Suponha que uma luz monocromática seja pulsada e depois espalhada por moléculas com frequência de ressonância quadrupolar (Raman). Se o "comprimento dos pulsos de luz é menor do que todas as constantes de tempo envolvidas" (Lamb (1971)), um "espalhamento Raman estimulado impulsivo (ISRS)" (Yan, Gamble & Nelson (1985)) se aplica: a luz gerada por Raman incoerente o espalhamento em uma frequência deslocada tem uma fase independente da fase da luz excitante, gerando assim uma nova linha espectral, e a coerência entre a luz incidente e dispersa facilita sua interferência em uma única frequência, mudando assim a frequência incidente. Suponha que uma estrela irradie um espectro de luz contínuo até os raios-X. As frequências de Lyman são absorvidas nesta luz e bombeiam átomos principalmente para o primeiro estado excitado. Nesse estado, os períodos hiperfinos são mais longos do que 1 ns, então um ISRS "pode" mudar para o vermelho a frequência da luz, povoando altos níveis hiperfinos. Outro ISRS “pode” transferir energia de níveis hiperfinos para ondas eletromagnéticas térmicas, de modo que o desvio para o vermelho é permanente. A temperatura de um feixe de luz é definida por sua frequência e radiância espectral com a fórmula de Planck. Como a entropia deve aumentar, “pode” se torna “faz”. No entanto, onde uma linha previamente absorvida (primeiro Lyman beta, ...) atinge a frequência alfa de Lyman, o processo de redshifting pára e todas as linhas de hidrogênio são fortemente absorvidas. Mas essa parada não é perfeita se houver energia na frequência deslocada para a frequência beta de Lyman, que produz um lento desvio para o vermelho. Os desvios para o vermelho sucessivos separados pelas absorções de Lyman geram muitas linhas de absorção, cujas frequências, deduzidas do processo de absorção, obedecem a uma lei mais confiável do que a fórmula de Karlsson.

O processo anterior excita mais e mais átomos porque uma desexcitação obedece à lei de Einstein das interações coerentes: A variação dI da radiância I de um feixe de luz ao longo de um caminho dx é dI = BIdx, onde B é o coeficiente de amplificação de Einstein que depende do meio. I é o módulo do vetor de campo de Poynting, a absorção ocorre para um vetor oposto, que corresponde a uma mudança de sinal de B. O fator I nesta fórmula mostra que os raios intensos são mais amplificados do que os fracos (competição de modos). A emissão de um flare requer um brilho suficiente I fornecido pelo campo de ponto zero aleatório. Após a emissão de um flare, B fraco aumenta bombeando enquanto I permanece perto de zero: A desexcitação por uma emissão coerente envolve parâmetros estocásticos de campo de ponto zero, conforme observado perto de quasares (e em auroras polares).

Estruturas

Estrutura tridimensional em Pilares da Criação .

Mapa mostrando o Sol localizado próximo à borda da Nuvem Interestelar Local e Alfa Centauri a cerca de 4 anos-luz de distância no complexo G-Cloud vizinho

O ISM é turbulento e, portanto, cheio de estruturas em todas as escalas espaciais. As estrelas nascem nas profundezas de grandes complexos de nuvens moleculares , normalmente com alguns parsecs de tamanho. Durante suas vidas e mortes, as estrelas interagem fisicamente com o ISM.

Os ventos estelares de jovens aglomerados de estrelas (geralmente com regiões HII gigantes ou supergigantes ao seu redor) e ondas de choque criadas por supernovas injetam enormes quantidades de energia em seus arredores, o que leva à turbulência hipersônica. As estruturas resultantes - de tamanhos variados - podem ser observadas, como bolhas de vento estelares e superbolhas de gás quente, vistas por telescópios de satélite de raios-X ou fluxos turbulentos observados em mapas de radiotelescópio .

O Sol está atualmente viajando através da Nuvem Interestelar Local , uma região mais densa na Bolha Local de baixa densidade .

Em outubro de 2020, os astrônomos relataram um aumento significativo e inesperado na densidade no espaço além do Sistema Solar, conforme detectado pelas sondas espaciais Voyager 1 e Voyager 2 . De acordo com os pesquisadores, isso implica que "o gradiente de densidade é uma característica em grande escala do VLISM (meio interestelar muito local) na direção geral do nariz heliosférico ".

Interação com meio interplanetário

Tocar mídia

Vídeo curto narrado sobre as observações da matéria interestelar do IBEX .

O meio interestelar começa onde o meio interplanet do sistema solar termina. O vento solar diminui para velocidades subsônicas no choque de terminação , 90-100 unidades astronômicas do Sol . Na região além do choque de terminação, chamada de heliosheath , a matéria interestelar interage com o vento solar. A Voyager 1 , o objeto de fabricação humana mais distante da Terra (após 1998), cruzou o choque de terminação em 16 de dezembro de 2004 e mais tarde entrou no espaço interestelar quando cruzou a heliopausa em 25 de agosto de 2012, fornecendo a primeira sondagem direta das condições no ISM ( Stone et al. 2005 ).

Extinção interestelar

O ISM também é responsável pela extinção e avermelhamento , a diminuição da intensidade da luz e mudança nos comprimentos de onda observáveis ​​dominantes de luz de uma estrela. Esses efeitos são causados ​​pelo espalhamento e absorção de fótons e permitem que o ISM seja observado a olho nu em um céu escuro. As aparentes fendas que podem ser vistas na faixa da Via Láctea - um disco uniforme de estrelas - são causadas pela absorção da luz das estrelas de fundo por nuvens moleculares dentro de alguns milhares de anos-luz da Terra.

A luz ultravioleta distante é absorvida efetivamente pelos componentes neutros do ISM. Por exemplo, um comprimento de onda de absorção típico de hidrogênio atômico fica em cerca de 121,5 nanômetros, a transição Lyman-alfa . Portanto, é quase impossível ver a luz emitida nesse comprimento de onda por uma estrela a mais de algumas centenas de anos-luz da Terra, porque a maior parte dela é absorvida durante a viagem à Terra pelo hidrogênio neutro interveniente.

Aquecimento e refrigeração

O ISM geralmente está longe do equilíbrio termodinâmico . As colisões estabelecem uma distribuição de velocidades de Maxwell-Boltzmann , e a 'temperatura' normalmente usada para descrever o gás interestelar é a 'temperatura cinética', que descreve a temperatura na qual as partículas teriam a distribuição de velocidade de Maxwell-Boltzmann observada em equilíbrio termodinâmico. No entanto, o campo de radiação interestelar é tipicamente muito mais fraco do que um meio em equilíbrio termodinâmico; na maioria das vezes é mais ou menos o de uma estrela A (temperatura superficial de ~ 10.000 K ) altamente diluída. Portanto, os níveis ligados dentro de um átomo ou molécula no ISM raramente são preenchidos de acordo com a fórmula de Boltzmann ( Spitzer 1978 , § 2.4).

Dependendo da temperatura, densidade e estado de ionização de uma parte do ISM, diferentes mecanismos de aquecimento e resfriamento determinam a temperatura do gás .

Mecanismos de aquecimento

Aquecimento por raios cósmicos de baixa energia

O primeiro mecanismo proposto para o aquecimento do ISM foi o aquecimento por raios cósmicos de baixa energia . Os raios cósmicos são uma fonte de aquecimento eficiente, capaz de penetrar nas profundezas das nuvens moleculares. Os raios cósmicos transferem energia para o gás por meio de ionização e excitação e para elétrons livres por meio das interações de Coulomb . Os raios cósmicos de baixa energia (alguns MeV ) são mais importantes porque são muito mais numerosos do que os raios cósmicos de alta energia .

Aquecimento fotoelétrico por grãos

A radiação ultravioleta emitida por estrelas quentes pode remover elétrons dos grãos de poeira. O fóton é absorvido pelo grão de poeira e parte de sua energia é usada para superar a barreira de energia potencial e remover o elétron do grão. Essa barreira de potencial se deve à energia de ligação do elétron (a função de trabalho ) e à carga do grão. O restante da energia do fóton fornece a energia cinética do elétron ejetado, que aquece o gás por meio de colisões com outras partículas. Uma distribuição típica de tamanho de grãos de poeira é n ( r ) ∝  r ^−3,5 , onde r é o raio da partícula de poeira. Assumindo isso, a distribuição da área de superfície de grão projetada é πr ² n ( r ) ∝  r ^−1,5 . Isso indica que os menores grãos de poeira dominam esse método de aquecimento.

Fotoionização

Quando um electrão é libertado a partir de um átomo de (tipicamente de absorção de UV de um fotão ) que transporta a energia cinética de distância da ordem E _fotão  -  E _ionização . Este mecanismo de aquecimento domina nas regiões H II, mas é insignificante no ISM difuso devido à relativa falta de átomos de carbono neutros .

Aquecimento por raios X

Os raios X removem elétrons de átomos e íons , e esses fotoelétrons podem provocar ionizações secundárias. Como a intensidade costuma ser baixa, esse aquecimento só é eficiente em meio atômico quente e menos denso (já que a densidade da coluna é pequena). Por exemplo, em nuvens moleculares, apenas os raios X fortes podem penetrar e o aquecimento dos raios X pode ser ignorado. Isso pressupõe que a região não está perto de uma fonte de raios-X , como um remanescente de supernova .

Aquecimento químico

O hidrogênio molecular (H ₂ ) pode ser formado na superfície dos grãos de poeira quando dois átomos de H (que podem viajar sobre o grão) se encontram. Este processo rende 4,48 eV de energia distribuída pelos modos rotacional e vibracional, energia cinética da molécula de H ₂ , além do aquecimento do grão de poeira. Essa energia cinética, bem como a energia transferida da desexcitação da molécula de hidrogênio por meio de colisões, aquece o gás.

Aquecimento a gás de grãos

Colisões em altas densidades entre átomos de gás e moléculas com grãos de poeira podem transferir energia térmica. Isso não é importante nas regiões HII porque a radiação UV é mais importante. Também é menos importante no meio ionizado difuso devido à baixa densidade. No meio difuso neutro, os grãos estão sempre mais frios, mas não resfriam efetivamente o gás devido às baixas densidades.

O aquecimento do grão por troca térmica é muito importante em remanescentes de supernovas, onde as densidades e temperaturas são muito altas.

O aquecimento do gás por meio de colisões de grãos-gás é dominante nas profundezas das nuvens moleculares gigantes (especialmente em altas densidades). A radiação do infravermelho distante penetra profundamente devido à baixa profundidade óptica. Os grãos de poeira são aquecidos por meio dessa radiação e podem transferir energia térmica durante as colisões com o gás. Uma medida de eficiência no aquecimento é dada pelo coeficiente de acomodação:

${\ displaystyle \ alpha = {\ frac {T_ {2} -T} {T_ {d} -T}}}$

onde T é a temperatura do gás, T _d a temperatura da poeira e T ₂ a temperatura pós-colisão do átomo ou molécula do gás. Este coeficiente foi medido por ( Burke & Hollenbach 1983 ) como α  = 0,35.

Outros mecanismos de aquecimento

Uma variedade de mecanismos de aquecimento macroscópico estão presentes, incluindo:

• Colapso gravitacional de uma nuvem
• Explosões de supernova
• Ventos estelares
• Expansão das regiões H II
• Ondas magnetohidrodinâmicas criadas por remanescentes de supernova

Mecanismos de resfriamento

Resfriamento de estrutura fina

O processo de resfriamento de estrutura fina é dominante na maioria das regiões do Meio Interestelar, exceto regiões de gás quente e regiões profundas em nuvens moleculares. Ocorre mais eficientemente com átomos abundantes com níveis de estrutura finos próximos ao nível fundamental, tais como: C II e O I no meio neutro e O II, O III, N II, N III, Ne II e Ne III nas regiões H II. As colisões excitarão esses átomos a níveis mais elevados e, eventualmente, eles se desexcitarão por meio da emissão de fótons, que transportará a energia para fora da região.

Resfriamento por linhas permitidas

Em temperaturas mais baixas, mais níveis do que níveis de estrutura fina podem ser preenchidos por meio de colisões. Por exemplo, a excitação colisional do  nível n = 2 de hidrogênio irá liberar um fóton Ly-α após a desexcitação. Em nuvens moleculares, a excitação das linhas de rotação do CO é importante. Uma vez que uma molécula é excitada, ela eventualmente retorna a um estado de menor energia, emitindo um fóton que pode deixar a região, resfriando a nuvem.

Propagação de ondas de rádio

Atenuação atmosférica em dB / km em função da frequência na banda EHF. Picos de absorção em frequências específicas são um problema, devido aos constituintes da atmosfera, como vapor d'água (H ₂ O) e dióxido de carbono (CO ₂ ).

As ondas de rádio de ≈10 kHz (frequência muito baixa ) a ≈300 GHz ( frequência extremamente alta ) se propagam de maneira diferente no espaço interestelar e na superfície da Terra. Existem muitas fontes de interferência e distorção de sinal que não existem na Terra. Grande parte da radioastronomia depende da compensação dos diferentes efeitos de propagação para descobrir o sinal desejado.

Descobertas

O Grande Refrator de Potsdam , um duplo telescópio com lentes de 80cm (31,5 ") e 50 cm (19,5"), inaugurado em 1899, foi usado para descobrir o cálcio interestelar em 1904.

Em 1864, William Huggins usa a espectroscopia para determinar que uma nebulosa é feita de gás. Huggins tinha um observatório particular com um telescópio de 8 polegadas, com lentes de Alvin Clark; mas foi equipado para espectroscopia, o que permitiu observações inovadoras.

Em 1904, uma das descobertas feitas com o telescópio Potsdam Great Refractor foi de cálcio no meio interestelar. O astrônomo Johannes Frank Hartmann determinou a partir de observações espectrográficas da estrela binária Mintaka em Orion, que havia o elemento cálcio no espaço intermediário.

O gás interestelar foi posteriormente confirmado por Slipher em 1909, e então em 1912 a poeira interestelar foi confirmada por Slipher. Desta forma, a natureza geral do meio interestelar foi confirmada em uma série de descobertas e postulizações de sua natureza.

Em setembro de 2020, foram apresentadas evidências de água em estado sólido no meio interestelar e, particularmente, de gelo de água misturado com grãos de silicato em grãos de poeira cósmica .

História do conhecimento do espaço interestelar

O objeto Herbig-Haro HH 110 ejeta gás através do espaço interestelar.

A natureza do meio interestelar tem recebido a atenção de astrônomos e cientistas ao longo dos séculos e a compreensão do ISM tem se desenvolvido . No entanto, eles primeiro tiveram que reconhecer o conceito básico de espaço "interestelar". O termo parece ter sido usado pela primeira vez na impressão por Bacon (1626 , § 354-455): "O Skie interestelar .. tem .. tanta afinidade com a estrela, que há uma rotação disso, bem como do Starre. " Mais tarde, o filósofo natural Robert Boyle  ( 1674 ) discutiu "A parte interestelar do céu, que vários epicureus modernos teriam de estar vazia."

Antes da teoria eletromagnética moderna , os primeiros físicos postularam que um éter luminífero invisível existia como um meio para transportar ondas de luz. Supunha-se que esse éter se estendia ao espaço interestelar, como escreveu Patterson (1862) , "esse efluxo ocasiona uma emoção, ou movimento vibratório, no éter que preenche os espaços interestelares".

O advento da imagem fotográfica profunda permitiu a Edward Barnard produzir as primeiras imagens de nebulosas escuras em silhueta contra o campo de estrelas de fundo da galáxia, enquanto a primeira detecção real de matéria difusa fria no espaço interestelar foi feita por Johannes Hartmann em 1904 através do uso de espectroscopia de linha de absorção . Em seu estudo histórico do espectro e da órbita de Delta Orionis , Hartmann observou a luz proveniente desta estrela e percebeu que parte dessa luz estava sendo absorvida antes de chegar à Terra. Hartmann relatou que a absorção da linha "K" de cálcio parecia "extraordinariamente fraca, mas quase perfeitamente nítida" e também relatou o "resultado bastante surpreendente de que a linha de cálcio a 393,4 nanômetros não compartilha dos deslocamentos periódicos das linhas causados ​​pelo movimento orbital da estrela binária espectroscópica ". A natureza estacionária da linha levou Hartmann a concluir que o gás responsável pela absorção não estava presente na atmosfera de Delta Orionis, mas sim localizado dentro de uma nuvem isolada de matéria residindo em algum lugar ao longo da linha de visão desta estrela. Essa descoberta lançou o estudo do Meio Interestelar.

Na série de investigações, Viktor Ambartsumian introduziu a noção agora comumente aceita de que a matéria interestelar ocorre na forma de nuvens.

Após a identificação de Hartmann da absorção de cálcio interestelar, o sódio interestelar foi detectado por Heger (1919) através da observação da absorção estacionária das linhas "D" do átomo em 589,0 e 589,6 nanômetros em direção a Delta Orionis e Beta Scorpii .

As observações subsequentes das linhas "H" e "K" do cálcio por Beals (1936) revelaram perfis duplos e assimétricos nos espectros de Epsilon e Zeta Orionis . Esses foram os primeiros passos no estudo da complexa linha de visão interestelar em direção a Orion . Perfis de linhas de absorção assimétricas são o resultado da superposição de múltiplas linhas de absorção, cada uma correspondendo à mesma transição atômica (por exemplo, a linha "K" do cálcio), mas ocorrendo em nuvens interestelares com velocidades radiais diferentes . Como cada nuvem tem uma velocidade diferente (em direção ou longe do observador / Terra), as linhas de absorção que ocorrem dentro de cada nuvem são deslocadas para o azul ou para o vermelho (respectivamente) do comprimento de onda de repouso das linhas, por meio do Efeito Doppler . Essas observações confirmando que a matéria não é distribuída homogeneamente foram a primeira evidência de várias nuvens discretas dentro do ISM.

Este nó de um ano-luz de gás interestelar e poeira se assemelha a uma lagarta .

A crescente evidência de material interestelar levou Pickering (1912) a comentar que "Embora o meio de absorção interestelar possa ser simplesmente o éter, o caráter de sua absorção seletiva, como indicado por Kapteyn , é característico de um gás, e as moléculas gasosas livres são certamente lá, já que provavelmente estão sendo constantemente expulsos pelo Sol e pelas estrelas . "

No mesmo ano , a descoberta de Victor Hess dos raios cósmicos , partículas altamente energéticas que chovem na Terra do espaço, levou outros a especular se eles também permeiam o espaço interestelar. No ano seguinte, o explorador e físico norueguês Kristian Birkeland escreveu: "Parece ser uma consequência natural de nossos pontos de vista supor que todo o espaço está cheio de elétrons e íons elétricos voadores de todos os tipos. Presumimos que cada estrela sistema em evoluções lança corpúsculos elétricos no espaço. Não parece irracional, portanto, pensar que a maior parte das massas materiais no universo é encontrada, não nos sistemas solares ou nebulosas , mas no espaço 'vazio' "( Birkeland 1913 )

Thorndike (1930) observou que "dificilmente se poderia acreditar que as enormes lacunas entre as estrelas são completamente vazias. As auroras terrestres não são improvavelmente excitadas por partículas carregadas emitidas pelo Sol . Se milhões de outras estrelas também ejetam íons , como é sem dúvida verdade, nenhum vácuo absoluto pode existir dentro da galáxia. "

Em setembro de 2012, os cientistas da NASA relataram que os hidrocarbonetos policíclicos aromáticos (PAHs) , submetidos às condições do meio interestelar (ISM) , são transformados, por meio da hidrogenação , oxigenação e hidroxilação , em compostos orgânicos mais complexos - "um passo ao longo do caminho em direção aos aminoácidos e nucleotídeos , as matérias-primas das proteínas e do DNA , respectivamente ". Além disso, como resultado dessas transformações, os PAHs perdem sua assinatura espectroscópica, o que poderia ser uma das razões "para a falta de detecção de PAH em grãos de gelo interestelar , particularmente nas regiões externas de nuvens densas e frias ou nas camadas moleculares superiores de protoplanetários discos . "

Em fevereiro de 2014, a NASA anunciou um banco de dados bastante atualizado para rastrear hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs) no universo. Segundo os cientistas, mais de 20% do carbono do universo pode estar associado aos PAHs, possíveis matérias-primas para a formação da vida . Os PAHs parecem ter se formado logo após o Big Bang , estão espalhados por todo o universo e estão associados a novas estrelas e exoplanetas .

Em abril de 2019, cientistas, trabalhando com o Telescópio Espacial Hubble , relataram a detecção confirmada de grandes e complexas moléculas ionizadas de buckminsterfullereno (C ₆₀ ) (também conhecidas como "fulerenos") nos espaços interestelares médios entre as estrelas .

Veja também

Referências

Citações

Fontes

links externos

• Vídeo Freeview 'Chemistry of Interstellar Space' William Klemperer, Harvard University. Um discurso da Royal Institution do Vega Science Trust.
• O meio interestelar: um tutorial online