A QUÍMICA FOTOESTELAR DOS ENVELOPES CIRCUNSTELARES

A QUÍMICA FOTOESTELAR DOS ENVELOPES CIRCUNSTELARES

DEMÉTRIO TADEU CECCATTO1,2 1 – CLARETIANO FACULDADE; 2 – E.E. “PROF. JANUÁRIO SYLVIO PEZZOTTI”  [e-mail]

Resumo: O frio e denso fluxo dos envelopes circunstelares são ideais para a formação de moléculas e grãos de poeira. A química dos envelopes circunstelares é um assunto muito amplo, pois todas as estrelas possuem algum tipo de envelope circunstelar. A principal localização da síntese molecular ocorre no envelope circunstelar exterior, onde a radiação UV proveniente do meio interestelar penetra o envelope e, por fotodissociação das moléculas-mães, produzem radicais de alta energia e íons necessários para iniciar à química de fase-gasosa e íon-molécular.

Palavras-chave: Envelope circunstelar. Perda de massa. Espécies químicas. Moléculas.

I. INTRODUÇÃO

Os principais constituintes do frio gás dos envelopes circunstelares são átomos ou moléculas ou espécies ionizadas. Por esse motivo, pode-se considerar o gás estelar como um fluido. Aceita-se a hipótese do continuo, em termos do caminho livre médio das moléculas nesse gás. O caminho livre médio é inversamente proporcional à densidade das espécies químicas consideradas.  Os mecanismos que levam a perda de massa para uma determinada estrela são variados e complexos e na maioria dos casos ainda não são bem compreendidos. Sabe-se que há um processo de escoamento hidrodinâmico com o transporte de radiação emergente do interior da estrela.

Os exemplos mais dramáticos ocorrem durante o nascimento e a morte de uma estrela, onde o ganho e perda de massa ocorrem a taxas de 10–5 – 10–4 M⊙/ano, para um curto período de tempo. O envelope das estrelas do “Ramo Gigante Assintótico” (AGB) ocupa um lugar estratégico entre a região estelar e interestelar. Por exemplo, a perda de massa representa um papel decisivo no final do estágio de evolução da estrela, ou seja, a quantidade de massa perdida para uma determinada AGB indica se ela irá explodir como uma supernova ou não. Para o meio interestelar, as AGB´s são as mais importantes fornecedoras de grãos de poeira. Seus envelopes circunstelares também originam problemas físicos fundamentais como a origem e dinâmica de ventos, a formação de poeira e a síntese de moléculas complexas.        Entre estes problemas, a compreensão da física e a química de seus ventos são fundamentais para compreender as observações das espécies químicas encontradas em seus envelopes circunstelares. Visto que, a temperatura e a densidade decaem substancialmente com a distância à estrela, o material circunstelar tende a sofrer uma mudança de fase que favorece mais as moléculas e sólidos do que os átomos e íons. Uma explicação para essa dinâmica são os curtos períodos de fluxo sendo improvável que essas mudanças adiabáticas estejam relacionadas com a temperatura e a pressão do gás local. Os ventos são também afetados por agentes externos que conduzem material circunstelar para longe do equilíbrio térmico local (ETL) como a radiação UV e as partículas de alta-energia oriundas do meio interestelar. A caracterização da química circunstelar depende dos estágios de evolução da estrela.         Por exemplo, a radiação UV de uma nebulosa planetária é mais destrutiva para uma molécula do que a radiação espectral de uma fria AGB. A química circunstelar é complica por várias condições encontradas. No interior do denso envelope circunstelar, encontramos estes três processos: a formação e evolução da poeira, a catalise das moléculas na fase-gasosa para grãos de poeira e a “química pura” da fase gasosa.

As estrelas gigantes vermelhas perdem massa para o meio interestelar de maneira continua de modo a possuírem um envelope circunstelar muito além de sua camada fotosférica. É provável que os grãos de poeira sejam os responsáveis pela perda de massa da estrela, localizado em seu envelope juntamente com o gás.

Uma das importantes razões para se estudar as propriedades químicas dos envelopes circunstelares é obter informações sobre a catálise e a formação da poeira, que tende a ocorrer próximo a estrela, mas é difícil de ser observada diretamente. Assim, antes de avaliar como a química na fase gasosa pode explicar as observações do exterior do envelope circunstelar, temos de compreender as reações que ocorrem no interior dos envelopes circunstelares. As três classes principais de reações que ocorrem nos envelopes circunstelares são: fotodissociação, iônica e neutra. As reações iônicas são as relações íon-molécula familiar da química interestelar. Dado que, as temperaturas nos envelopes são baixas, as reações iônicas e neutras são geradas pelos campos de radiação interestelar que penetra o seu envelope. Não é possível comparar o potencial das reações iônicas e neutras para a química circunstelar. A química da fase-gasosa é essencialmente fotoquímica.

II. ESTRELAS AGB´S.

Uma estrela AGB pode ser caracterizada em um núcleo ativo de 109 cm a 1019 cm onde o envelope circunstelar é barrado pelo meio interestelar. Partindo do núcleo e indo para a região externa, é possível reconhecer cinco regiões:

1. região externa ao núcleo, onde as queimas nucleares ocorrem;

2. envelope pulsante da estrela, que inclui um grande volume da atmosfera estelar;

3. interior do envelope circunstelar, onde as reações químicas ocorrem;

4. envelope principal: local de condensação da matéria;

5. envelope externo, que termina no meio interestelar (Fig. 1).

Não há demarcação nítida entre estas regiões. Além disso, a perda de massa é intrinsecamente um processo que depende do tempo, e sensivelmente, do caráter da estrela e a sua fase evolutiva, a fim de que as propriedades das cinco regiões variem de envelope a envelope (GLASSGOLD, 1996).

O envelope circunstelar principal é a região onde o vento estelar atingiu a velocidade terminal de expansão e a maior parte da matéria já se encontra condensada.