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Conceitos de AstrofConceitos de Astrofíísicasica
Coordenadas celestes:: Localizando as estrelas no céu
Magnitude, Fluxo e Luminosidade: Comparando o brilho das estrelas
Espectroscopia: Comparando a temperatura e a composição química das estrelas
João Francisco C. Santos Jr.
Grupo de Astrofísica
V.3 DF-ICEx/UFMG
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Sirius ( CMa)
Onde fica? Coordenadas celestes
Qual o seu brilho? Magnitude e luminosidade
E sua temperatura superficial? Espectro e radiação de corpo-negro
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Sirius
Três Marias
Betelgeuse
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Coordenadas Equatoriais de Sirius:
= 06h 45m 08.92s = -16° 42’ 58.0’’
época 2000.0
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Magnitude I
II
III
IV
V
VI
Hipparchus (sec. II a.C.):1000 estrelas classificadas em 6
grupos
estrelas de magnitude I são 100 vezes mais brilhantes que as de magnitude VI
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Escala de Magnitude (m)● Estrelas com 1 < m < 6
m F (fluxo=energia emitida por segundo e por unidade de área)● Definição precisa
m6 - m1 = 5 F1/F6 =100
● Escala do olho humano log
m6 - m1 = cte* log(F1/F6)
cte = 2.5
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Magnitude Aparente
Para duas estrelas A e B:
mA - mB = 2.5 * log(FB/FA)
No visual, mV, V(Sol) = - 26.8
V(* HST) = 30
Quantas vezes Sirius é mais brilhante do que Betelgeuse ?
V(Sirius) = -1.5, V(Betelgeuse) = 0.4
Vsirius - Vbetel. = 2.5 * log(Fbetel./Fsirius) Fsirius = 5.75 Fbetel.
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Escala de Temperatura (T)
Corpo-negroe
Temperatura
• Lei de Wien:
pico emissão 1 / T
• Lei de Stefan:
F T 4
[E/ t A]
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F = L / (4 r 2)
[F] = [E / ( t A)]
Para r = R*
L = 4R*2 T 4
Fluxo (F) e Luminosidade (L)
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Distância (r)
Paralaxe p(")
r(pc) = 1 / p(”)
Sirius: 2.7 pc
animação
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Magnitude Absoluta M m(10 pc)
m - M = 2.5 * log (FM / Fm)
Mas
Fm = L / 4 r 2 e FM = L / 4 (10) 2
Assim,
m - M = 2.5 * log (r 2 / 10 2) =
= 5 * log r - 5
Sirius: r = 2.7 pc , V= -1.5 MV = 1.3
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Espectroscopia
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Classificação das ondas eletromagnéticas:
Raios gama
Raios X
UV
Visível
Infravermelho
Microondas
Rádio
10-3 nm
de 10-3 a 10nm
de 10 a 300nm
de 400 a 800 nm
de 1 a 103 m
de 1 mm a 10 cm
> 1cm
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Espectro do Sol:
Espectro Distribuição de energia com o comprimento de onda (ou freqüência)
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Sirius
Betelgeuse
Espectros Estelares
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Origem das linhas espectrais
Modelo de Bohr (1915): elétrons em órbitas
quantizadas de energias bem definidas
Transições eletrônicas de um orbital para outro
produzem as linhas espectrais
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Energia de uma órbita do átomo de hidrogênio
E=-(13,6 eV)/n2
onde n= número da órbita.
Quando um elétron passa de uma órbita (nível) de energia maior, n1 , para outra de energia menor, n2 , um fóton é emitido com energia:
Efóton = En1 - En2
Efóton = h* = hc/
E a freqüência deste fóton é dada por:
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Diagrama de níveis de energia
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Espectro de absorção do H
Absorção de fóton com energia correspondente à transição de um nível mais baixo para outro mais alto
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Mecanismos de balanço de energia
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Leis de Kirchhoff (1859)
1) Um gás muito comprimido, um sólido ou um líquido quente e opaco emite um espectro contínuo.
2) Um gás quente e transparente gera um espectro de linhas de emissão características da composição química do gás
3) Se radiação eletromagnética passa através de um gás relativamente frio, este gera um espectro de linhas de absorção características da composição química do gás.
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Linhas características de diversos elementos
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Tipos Espectrais
O B A F G K M
SiriusT=10000K
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Tipos Espectrais
O h! Be A Fine Girl, Kiss Me!
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Espectro: representação gráfica x imagem
Fluxo
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Corpo negro x espectro solar
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Conclusões
magnitude, fluxo
corpo negro
modelo
atômico
Observações
distâncias
Luminosidade, Temperatura, Composição química
espectro
Teoria