BOLHA LOCAL - REGIÃO DA VIA LÁCTEA

Bolha Local

Bolha Local, com o Sol (Sun) dentro contida.

Em astronomia, bolha é uma região de gás muito disperso, em forma semi-esférica e em alta temperatura, gerada por uma supernovas e localizada no meio interestelar.

A Bolha Local é a região do universo onde se localiza o Sistema Solar, situada no Braço de Órion da Via Láctea. Estima-se que tenha pelo menos 300 anos-luz de diâmetro e uma densidade de aproximadamente 0,05 átomos por centímetro cúbico. O gás difuso da Bolha Local emite uma discreta quantidade de raios x.

A Bolha Local é o resultado de uma supernova que explodiu entre dois e quatro milhões de anos atrás. O candidato mais provável para remanescente desta supernova é o pulsar Geminga, localizado na constelação de Gêmeos. 

Acredita-se que nosso Sistema Solar tenha adentrado a Bolha Local entre cinco e dez milhões de anos atrás. ^[1]

Referências

1. ↑ Solstation.com, Local Chimney and Superbubbles (em inglês)

Localização da Terra no espaço
Terra - Sistema Solar - Nuvem Interestelar Local - Bolha Local - Estrelas próximas - Braço de Órion - Via Láctea - Grupo Local - Superaglomerado de Virgem - Universo observável - Universo - Multiverso

- Portal do Astrónomo - A Bolha Local

Figura 1: Localização da Bolha Local no contexto da Via Láctea. Crédito: ESA.

 

O exemplo mais próximo de uma bolha – cavidade de gás rarefeito delimitada por uma "casca" de hidrogénio atómico – gerada pela explosão de estrelas (supernovas) é a Bolha Local (Figura 1). 

A importância desta cavidade reside em dois factos: (i) o Sistema Solar está imerso nela a cerca de 100 pc¹ da sua extremidade e (ii) se não fosse a sua existência não observaríamos as estrelas, excluindo os planetas, a olho nu!

Nesta série de apontamentos irei descrever as observações efectuadas e os esforços teóricos que tem vindo a ser desenvolvidos, na maioria dos casos com recurso a supercomputadores, para se descrever correctamente a formação e evolução da Bolha Local. 

Em particular referirei alguns aspectos de grande importância e pouco conhecidos do leitor, nomeadamente: (i) caracterização da Bolha Local, (ii) o número de estrelas que lhe deram origem, (iii) a localização dos respectivos enxames estelares parentais e (iv) a distribuição de alguns iões (e.g., o O⁵⁺, indicativo de gás com temperaturas de 300 000 K).

Caracterização da Bolha Local

Figura 2: Diagrama esquemático da Bolha Local e Loop I. Na BL, próximo da zona de interacção (representada a carregado), existem várias nuvens de hidrogénio, estando o Sistema Solar imerso na Nuvem Local. O diagrama não está à escala.
 

A Bolha Local (de agora em diante designada por BL) tem um diâmetro de 340 pc no plano Galáctico e extende-se 600 pc na direcção vertical, i.e., perpendicular ao plano. Trata-se de uma estrutura fechada cujos contornos precisos foram determinados por observações das linhas de absorção de Sódio [10]. 

A cavidade está preenchida por gás com temperaturas entre os 10⁴ e 1,2 × 10⁶ K e tem densidades que variam entre 0,1 a 0,001 partículas por centímetro cúbico. Trata-se de um densidade muito inferior à densidade média do espaço interestelar (1 partícula por cm³). 

Para se compreender este número basta notar que uma garrafa de 0,5 l cheia de gás interestelar conteria apenas 500 átomos de hidrogénio. No caso da BL o número de átomos na garrafa seria inferior em pelo menos uma ordem de grandeza.

A cavidade local, gerada por 17 [6] a 19 [1] estrelas com massas entre 12 e 21 M_☉² interage, na direcção do Centro Galáctico, com uma superbolha activa denominada "Loop I" (Figuras 1 e 2) que é o resultado da explosão de 38 supernovas que ocorreram na associação de estrelas Sco Cen, faltando ainda explodir 44 estrelas com massas >= 9 M_☉ [5]. O Sol está a uma distância de 250 pc de Sco Cen.

Figura 3: Diagrama mostrando a distribuição espacial e dimensão das nuvens Local (NLocal) e G (NG).

 

No interior da BL existem várias nuvens de hidrogénio que resultaram do desmembramento parcial, por instabilidades hidrodinâmicas (Rayleigh-Taylor) e movimentos turbulentos, da interface entre a Bolha Local e o Loop I [3]. O Sol está localizado no interior e a 0,3 pc da extremidade de uma destas nuvens, denominada "Nuvem Local" (NLocal), que tem 6 pc de extensão e 5 pc de diâmetro e uma temperatura de 6700 K (Figura 3).

O Sistema Solar sairá da NLocal, e entrará na nuvem vizinha, a nuvem G (NG), em menos de 70000 anos. NG tem uma temperatura de 5900 K e desloca-se com uma velocidade de 29 km/s relativamente ao Sol. (Figura 3).

² Massa do Sol: M_☉ = 1,989 x 10³³ g 

Origem da Bolha Local-

A origem da Bolha Local está intimamente ligada a existência do ião O⁵⁺ e ao isótopo Fe⁶⁰. O ião O⁵⁺, observado através de medições de absorção é indicativo da presença de gás com uma temperatura de 300 000 K que está a arrefecer em virtude de radiação térmica e que foi previamente aquecido até 10⁶ K via ondas de choque resultantes da explosão de uma estrela. O isótopo Fe⁶⁰, produzido unicamente na explosão de uma estrela, foi detectado no solo oceânico [7]. 

O pico das abundâncias de Fe⁶⁰ detectadas no solo são consistentes com a explosão de uma estrela a 40 pc [7] ou de três estrelas, de 12 M_⊙, localizadas a uma distância de 70 pc do Sol [4].

Estas observações sugerem que a Bolha Local resulta da explosão de uma ou várias estrelas na vizinhança do Sol. A viabilidade deste modelo implica (i) a detecção dos grupos estelares existentes num raio de 400 pc a partir do Sol que tenham percorrido trajectórias que passaram pelo interior da região hoje ocupada pela Bolha Local e (ii) sejam deficientes em estrelas com massas superiores a 8,2 M_⊙³.

Utilizando os dados actualmente existentes verifica-se que os grupos estelares nestas condições, ricos em estrelas do tipo B, estão localizados na zona de Escorpião-Centauro. A partir das estrelas existentes pode-se saber, utilizando a função de massa inicial de Massey et al. [8] para grupos de estrelas OB na Via Láctea, quantas estrelas existiam inicialmente e as respectivas massas. Após a identificação destes grupos basta calcular a sua trajectória invertendo o tempo, i.e., do presente para o passado. Deste tipo de análise resulta que somente três grupos estelares satisfazem simultaneamente as condições (i) e (ii), nomeadamente:

(a) Subgrupo B1 das Pleiades onde faltam 17 estrelas com massas entre 11 e 21 M_⊙ [1];

(b) Subgrupos Centauro Superior (Lupus) e Inferior (Crux) onde faltam, respectivamente, 10 e 7 estrelas com massas superiores a 8,2 M_⊙ [6];

Deve-se realçar que a análise de Berghöfer & Breitschwerdt [1] assumia condições ad-hoc sobre as estrelas do subgrupo, que agora se verifica não serem adequadas. Sobram, os dois subgrupos Centauro Superior e Inferior cujas trajectórias passaram a uma distância média de 70 pc do Sol. 

Simulações tridimensionais da estrutura do espaço interestelar na vizinhança do Sol, que contemplam a evolução temporal do Loop I e segue as trajectórias dos dois subgrupos durante os últimos 14 milhões de anos, mostram a formação de uma cavidade emissora de raios-X com as dimensões da Bolha Local e com absorção de O⁵⁺ semelhante à observada.

³ Somente as estrelas com massas superiores a 8,2 M_⊙ originam supernovas. 

*Distribuição de alguns iões*

É possível com recurso a telescópios espaciais identificar a presença e distribuição de iões (e.g., O⁵⁺, C³⁺, N⁴⁺) no interior da Bolha Local. A sua identificação é útil para se compreender o processo de formação e evolução da cavidade, além de permitir verificar a adequação dos modelos teóricos correspondentes através da comparação entre as previsões teóricas e as observações.

Um dos elementos úteis para este tipo de análise é o ião de Oxigénio cinco vezes ionizado. Este ião, indicador da presença de gás com temperaturas de 300 000 K é identificado através da absorção da radiação ultra-violeta. Tem uma distribuição não uniforme, i.e., variável de local para local, na Galáxia, bem como no interior da Bolha Local. 

A sua densidade média no plano Galáctico é de 1,8 × 10⁻⁸ cm⁻³ [2], enquanto que na Bolha Local é de 2,4 × 10⁻⁸ cm⁻³ [9]. A distribuição não uniforme é indicativa de fenómenos turbulentos associados com a redistribuição de temperatura no interior da cavidade [4] contrariando a velha ideia de 30 anos de que o O⁵⁺ é produzido em resultado de condução térmica.

Qualquer modelo sobre a Bolha Local tem obrigatoriamente de reproduzir a distribuição e densidade deste ião na cavidade. Todavia, todos os modelos desenvolvidos até 2005 falharam neste objectivo.

A razão para estes insucessos foi o facto de os seus autores acreditarem no papel da condução térmica e suporem que a evolução da Bolha Local ocorreu num meio uniforme, não perturbado por outros fenómenos, e.g., explosão de estrelas, ventos estelares, turbulência, etc. 

Modelação

A morfologia e evolução dinâmica da Bolha Local e Loop I depende das distribuições de densidade e pressão do meio onde se expandem. Portanto, é crucial que se efectuem modelações realistas que incluam os efeitos das supernovas e ventos estelares, a formação de nuvens moleculares e o seu desmembramento, em resultado da turbulência, em núcleos de grande densidade nos quais nascem as estrelas tipos O e B. 

Deve-se também considerar 

a presença do campo magnético, raios cósmicos 

e a sua interacção com o campo de ondas

e a circulação de material entre o disco

e o halo galácticos.

Finalmente, qualquer que seja o modelo 

a desenvolver tem de reproduzir a quantidade 

e distribuição do ião O⁵⁺ observada no interior 

da Bolha Local e em todo o disco galáctico.

Durante este ano publicaram-se artigos relativos a simulações tridimensionais de alta resolução (considerando simultâneamente escalas de cumprimento variando entre os 10 kpc e 0,625 pc) da evolução conjunta da Bolha Local e do Loop I num meio interestelar não homogéneo e perturbado por supernovas à taxa observada na Via Láctea, ventos estelares e colisão de nuvens de grande velocidade vindas do halo galáctico.

Nestas simulações utilizaram-se como condições iniciais os dados de uma simulação, já publicada, da estrutura do espaço interestelar nos quais detectou-se uma região com massa suficiente para formar as 82 estrelas originais de Sco-Cen.

Figura 4: Mapa da distribuição da temperatura entre 10 <= T <= 10⁷ K mostrando a Bolha Local, centrada em (175, 400) pc, em resultado da explosão de estrelas do subgrupo B1 das Pleiades e 14,5 milhões de anos após a primeira supernova na região actualmente ocupada pela cavidade. O Loop I está localizado à direita a 190 pc de distância do Sol. As rectas a preto, centradas no Sol, indicam a região e o comprimento das linhas de observação ao longo das quais se mediu a distribuição de O⁵⁺ em absorção.

Efectuaram-se duas simulações em que, além da evolução temporal do Loop I, se segue a formação da Bolha Local como resultado da explosão de (1) 19 estrelas do subgrupo B1 das Pleiades (Figura 4; ver [3]) e (2) explosão de 17 estrelas dos subgrupos Centauro Superior (Lupus) e Centauro Inferior (Crux) (Figura 5; ver [6]). Em ambas as simulações o Loop I, à direita da Bolha Local, está delimitado por uma casca emissora de raios-X, em tudo semelhante ao que foi observado pelo telescópio espacial ROSAT.

Figura 5: 

Mapas da distribuição da temperatura 

(painel esquerdo) e pressão (painel da direita) no

plano Galáctico mostrando a Bolha Local e o Loop I 13,4 

milhões de anos após a primeira explosão no subgrupo 

Centauro Superior (Lupus). As dimensões e morfologia 

da Bolha Local são semelhantes aquelas observadas 

na Figura 4 e as observações actuais.

Dos vários resultados obtidos através destas simulações devem-se realçar os seguintes: (i) as medidas, em absorção, da coluna de densidade do ião O⁵⁺ no interior da Bolha Local está em completo acordo com os resultados obtidos com os telescópios espaciais COPERNICO e FUSE que mediram, respectivamente, os valores de N_{OV I} < 2 × 10¹³ cm⁻² e N_{OV I} < 7 × 10¹² cm⁻², (ii) as dimensões da Bolha Local e Loop I simuladas são semelhantes às observadas, (iii) a interacção entre a casca da Bolha Local com a do Loop I e as suas propriedades são semelhantes às descobertas com o satélite de raios-X ROSAT, (iv) a estimativa da idade da Bolha Local: 14,4^+0,7_-0,4 milhões de anos; e (v) a geração de nuvens de hidrogénio, como a Nuvem Local, como consequência de instabilidades dinâmicas e fragmentação da zona de interacção entre as bolhas Local e Loop I.

Referências

[1] Berghöfer, T.W., Breitschwerdt, D., 2002, "The origin of the young stellar population in the solar neighborhood – A link to the formation of the Local Bubble.", A&A, 390, 299
[2] Bowen, D. V., Jenkins, E. B., Tripp, T. M., Sembach, K. R., & Davage, B. D. 2006, "The FUSE Survey of O VI Absorption in the Galactic Disk", in Astrophysics in the Far Ultraviolet: Five Years of Discovery with FUSE, ed. G. Sonneborn, W. Moos, & B.-G. Andersson (San Francisco: ASP), pp. 412
[3] Breitschwerdt, D., & de Avillez, M. A., 2006, "The history and future of the Local and Loop I bubbles", A&A, 452, L1
[4] de Avillez, M.A., & Breitschwerdt, D. 2005, "Testing Global ISM Models: A Detailed Comparison of O VI Column Densities with FUSE and Copernicus Data", ApJ 634, L65
[5] Egger, R. 1998, In: Breitschwerdt D., Freyberg M.J., Trümper J. (eds.) Lecture Notes in Physics Vol. 506, "The Local Bubble and Beyond", Springer-Verlag, Berlin, p. 287
[6] Fuchs, B., Breitschwerdt, D., de Avillez, M. A., Dettbarn, C., & Flynn, C., 2006, "The search for the origin of the Local Bubble redivivus", MNRAS (no prelo)
[7] Knie, K., Korschinek, G., Faestermann, T., Dorfi, E. A., Rugel, G., & Wallner, A. 2004, Phys. Rev. Let. 93, 17, 171103-1
[8] Massey, P., Johnson, K.E., Degioia-Eastwood, K. 1995, ApJ 454, 151
[9] Oegerle, W. R., Jenkins, E. B., Shelton, R. L., Bowen, D. V., & Chayer, P. 2005, ApJ, 622, 377
[10] Sfeir, D. M., Lallement, R., Crifo, F., & Welsh, B.Y., 1999, "Mapping the contours of the Local bubble: preliminary results", A&A, 346, 785

Li 

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Fonte:

Wikipédia, a enciclopédia livre.

Portal do Astrónomo Pt
http://www.portaldoastronomo.org/tema_pag.php?id=33&pag=1

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Sejam abençoados todos os seres.