O espaço entre as estrelas é mais vazio que o melhor
vácuo criado em laboratórios na Terra. No entanto, existe
um material entre
as estrelas que é composto de gás e poeira, o meio
interestelar.
O meio interestelar compõe de 10 a 15% da
matéria
visível da Via Láctea. Mais de 95% desse material
é gás
e o restante poeira.
Poeira
A poeira é composta por grãos de grafite e silicatos cobertos com gelo. Cada grão é grosseiramente do tamanho do comprimento de onda da luz azul, ou menor. A poeira é provavelmente formada nas camadas mais externas das estrelas gigantes vermelhas e adicionada ao meio pelos ventos dessas estrelas ou por nebulosas planetárias.
O meio interestelar existe também em outras galáxias, como a galáxia espiral M104, conhecida também como galáxia do sombrero, devido à sua aparência. Na foto abaixo, vemos a presença da poeira pelo efeito de extinção da luz que ela causa (ver discussão a seguir).
A luz de uma estrela, ao passar por uma nuvem de
poeira,
sofre dois processos: a absorção e o espalhamento. Ambos
provocam
a diminuição da intensidade da luz da estrela que chega
até
nós. Não importando o comprimento de onda da luz, sempre
ocorrerá
atenuação da radiação. Contudo, essa
atenuação,
principalmente devida ao espalhamento, é mais efetiva nos
comprimentos
de onda mais curtos, ou seja, no azul (se consideramos somente luz
visível).
Com isso, além da intensidade da luz dos objetos ser menor, o
objeto
parece mais avermelhado, fenômeno que chamamos de avermelhamento.
Resumindo: a extinção da luz é causada pelo
espalhamento
e absorção da luz por poeira existente na linha de
visada.
Como resultado, a luz chega até nós com uma menor
intensidade
e, pela depêndecia do espalhamento com o comprimento de onda ( 1/l para grãos da ordem do comprimento
de
onda da luz e 1/l4 para
grãos
muito menores), também ocorre o avermelhamento do objeto.
Carca de 95% ou mais do meio interestelar está na forma de
gás,
e desses, 90% está na forma de hidrogênio atômico ou
molecular,
10% de Hélio e há pequeníssimas
porções
de outros elementos.
A presença do gás interestelar pode ser constatada quando
olhamos
as linhas espectrais de um sistema binário de estrelas.
O gás hidrogênio é observado em uma variedade de estados: ionizado, atômico (ou neutro) e molecular. O hidrogênio ionizado emite luz na banda do visível, quando os elétrons se recombinam com os prótons. O hidrogênio neutro e o molecular emitem na banda do rádio.
Regiões HII são regiões
quentes
em que o hidrogênio encontra-se ionizado, isto é, sem um
elétron. Daí o numeral II (uma nebulosa de HI é
feita de hidrogênio neutro). A luz ultravioleta das estrelas
quentes O e B ionizam o gás
de hidrogênio ao seu redor. Quando os elétrons recombinam,
eles
emitem principalmente no visível e especificamente no
comprimento
de onda 6563Å , cor vermelha.
Abaixo, temos a famosa região HII, conhecida como Nebulosa de
Órion.
No centro da nebulosa existem 4 estrelas O e B que formam um
trapézio.
Outra grande região HII é a nebulosa da Lagoa, que está na constelação de Sagitário. Ela está a 5000 anos-luz e tem um tamanho de 90x40 minutos de arco no céu, o que dá um tamanho real de 130x60 anos luz (A nebulosa de Órion tem somente 29x26 anos-luz de tamanho. Abaixo temos uma imagem telescópica da nebulosa da Lagoa.
As estrelas O e B se encontram somente em regiões de
formação
estelar, porque são muito jovens, quentes, muito luminosas e
vivem
muito pouco para distanciarem-se do lugar onde se formam.
Através
da análise espectral, se vem estudando as regiões HII,
pois
elas são uma importante ferramenta para estudar a
história
de formação estelar da Galáxia. Além disso,
elas
delineam o padrão espiral do disco, já que a maioria se
distribui
ao longo dos braços espirais.
O hidrogênio ainda pode estar na forma atômica fria, ou molecular. Em 1944, Hendirk van de Hulst previu que o hidrogênio neutro (HI) emitiria num comprimento de onda particular na banda do rádio. O comprimento de onda é 21.1 centímetros (f=1420.4 MHz); tal radiação ficou conhecida como radiação da linha de 21-cm . As temperaturas do gás de hidrogênio neutro variam entre 100K a 3000K.
O elétron ao redor do próton pode ter spin paralelo ou anti-paralelo em relação ao spin do próton. O estado anti-paralelo representa um estado de mais baixa energia do que o paralelo. Lembrando que o átomo sempre busca o menor estado de energia, ocorre uma transição do estado paralelo para o antiparalelo por parte do elétron, e a diferença de energia emitida corresponde à radiação de 21-cm. Porém essa transição demora alguns milhões de anos para acontecer.
Apesar de ser uma transição rara, devido à grande quantidade de HI ela é facilmente detetada pelos radiotelescópios, já que a Galáxia possui cerca de 3 bilhões de massas solares na forma de HI.
Pela quantidade e por a
extinção não
ser muito eficiente em 21-cm, essa radiação constitui uma
boa indicadora da estrutura da Galáxia. A intensidade da linha
em 21-cm
depende da densidade de coluna de HI na linha de visada. Observando HI
em
diferentes direções da Galáxia e determinando a
distância
das nuvens de HI, podemos construir uma figura 3D da Galáxia.
Por estarem distribuídas ao longo do disco
galático,
as nuvens de HI, assim como as estrelas, possuem uma velocidade orbital
devido
à rotação do disco galático. E essa
velocidade de rotação, conforme Oort (1927), é
maior no centro
do que nas regiões mais externas, ou seja, a
rotação
é diferencial.
A curva de rotação pode ser
determinada pelas velocidades doppler do gás de HI ao longo de
diferentes linhas de visada.
Diferentes tipos de átomos podem se combinar nas regiões mais frias do espaço (em torno de 10K) para fazer moléculas. Essas moléculas frias podem ser detetadas na banda do rádio; as principais são o hidrogênio molecular (H2) e o monóxido de carbono (CO). Na verdade, o hidrogênio molecular não emite em rádio, mas se encontra junto ao monóxido de carbono. Portanto, o CO é usado como traçador do hidrogênio molecular. O CO emite em rádio em 1.3mm e 2.6mm, devido à colisão dessas moléculas com o hidrogênio molecular. O hidrogênio molecular produz linhas de absorção no ultravioleta, que são absorvidas pela poeira existente onde se formam essas moléculas. Outras moléculas existentes: H2O (água), OH (hidróxido), NH3 (amonia), SiO (monóxido de silício), CO2 (dióxido de carbono), dentre muitas.
Baseados nas observações de emissão de CO, os astrônomos chegaram à conclusão de que as moléculas no meio interestelar estavam agrupadas em nuvens. Essas nuvens moleculares possuem massas de poucas massas solares até milhões de massas solares, com dâmetros de alguns anos-luz a 600 anos luz. As nuvens moleculares sobrevivem num meio propício, longe da alta energia emitida pelas estrelas e são protegidas pelos grãos de poeira, que são bem maiores que as moléculas e que, além de processar a luz pela extinção, servem de escudo para as moléculas.
Formação de estrelas em Nuvens Moleculares. Se
a nuvem
molecular é fria e suficientemente densa, ela colapsa devido
à
sua própria gravidade. Fragmentos menores podem se formar e
gerar
condições para formar estrelas. Na Via Láctea
existem
cerca de 2.5 bilhões de massas solares de gás molecular;
70%
encontra-se no anel compreendido entre 13000 e 26000 anos luz do centro
galáctico.