radiação eletromagnéticaobjetivos -...
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Radiação EletromagnéticaObjetivos•Energia e informação (>99%) vinda dos astros
•Faixas do espectro
•Radiação de corpo negro (equilíbrio termodinâmico)
•Medida de movimentos (efeito Doppler)
•Espectros contínuos e linhas espectrais (emissão e absorção)
•Onda e partícula (fótons)
•Átomo de Bohr
•Espectros moleculares
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Radiação EletromagnéticaOrigem•Newton 1665 luz branca => arco-iris
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Ondas eletromagnéticas
c = λ . f
cristaventre
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Radiação Eletromagnética
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Energia de um fóton: E = hc/l
c = 3 1010 m/s
h = 6.626 10-34 J.s
10 A = 1 nm = 10-9 m
l= 5000 A E = 4 x 10-19 J
Q.: Compare a energia de um fóton de
raios-X (l ~1A) com um da faixa visível.
Q.: Faça o mesmo com um fóton rádio da
faixa centimétrica
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Leis de Kirchhoff
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Equilíbrio
termodinâmico
Radiação de
corpo negro
Lei de Planck
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Lei de Wien – pico da planckiana (derivada=0)
l max = 2900/T μm.K
Unidades:
1 A = 10-10 m = 10-8 cm
1 mm = 10 000 A
Q.: Qual a faixa de temperaturas de estrelas
que emitem seu pico de luz dentro dos limites
da faixa visível (3500 – 7500A), sendo que elas
estão próximas do equilíbrio termodinâmico?
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Q.: Qual o comprimento de onda em que o
Sol emite seu pico de emissão? (T~6000 K)
Q.: Use esse resultado para obter uma ordem
de grandeza do número de fótons emitidos
pelo Sol a cada segundo, sendo que sua
potência lumiosa é L~4 1026 J/s
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Lei de Stefan: integral da planckiana
L = Area s T4 J/s (watt)
s = 5.672 10-8 J /m2/K4
Q.: em que comprimento de onda nosso corpo emite o
máximo de energia, sendo que ele está em equilíbrio
termodinâmico aproximado?
Q.:Qual a nossa potência (energia/tempo) luminosa?
Q.: Quantos fótons por segundo emitimos?
Q.: Qual o fluxo luminoso (potência/área) através de
nossa pele?
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Espectros de emissão
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Níveis de energia do hidrogênio:
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Linhas de emissão
no átomo de
Hidrogênio
NúcleoNível limite
externo
Contínuo
n=1
n=2
n=3
n=4
n=5
n=6
n=
Estado
fundamental
Lb
Lyman
La
Lg
Ld
Balmer
Ha
Hb
HgHd
Pa
Paschen
Pb Pg Pd
Ba Bb
Brackett
Bg
Bd
Pfund
Fa Fb
Fg
Fd
Transição
ressonante
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Espectros nebulares
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Efeito Doppler
(l-lo)/lo = Dl/l = v/c
v<0
blueshift
v>0
redshift
Para v<<c
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Speedy spectra
• If the spectrum (emission or absorption)
were compared to a known, calibrated
spectrum for a similar object which is
not moving relative to Earth, then the
same features would be there but would
all be shifted towards the blue end of
the spectrum.
Spectrum from object not moving relative to Earth
Spectrum from object moving rapidly towards Earth
All features basically
the same, but shifted
towards the blue
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Red Shift
• Similarly, if an object emits light as it
moves rapidly away from us, then its
light is “stretched” and all features of the
spectrum are shifted towards the red
end of the spectrum. Spectrum from object not moving relative to Earth
Spectrum from object moving rapidly away from Earth
All features basically
the same, but shifted
towards the red
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Efeito Doppler(l-lo)/lo = Dl/l = v/c
Q. A linha espectral Ha (l=6562.8 A) de uma estrela
foi observada na posição 6561.8 A. a) Qual a
velocidade da estrela? b) ela está se aproximando ou
se afastando de nós?
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Alargamento por expansão
flux
wavelength
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Alargamento térmico de linhas
Estrela
quenteflux
wavelength
Estrela
fria
wavelength
flux
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Alargamento rotacional
Rotação
rápidaflux
wavelength
Rotação
lenta
wavelength
flux
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Tipos espectrais: OBAFGKM RNSOh, Be A Fine Girl Kiss Me Right Now Swit Hearth
• Tipo O: temperatura de 20 000 a 35 000 K; cor branco-
azulada; apresenta linhas do HeII (He uma vez ionizado).
Exemplo: d Ori (Mintaka).
• Tipo B: temperatura de 10 000 a 20 000 K; cor branco-
azulada; apresenta linhas do HeI (He neutro). Exemplos: b
Ori (Rigel),a Vir (Spica).
• Tipo A: temperatura de 8000 a 10000 K; cor branca; linhas do
He ausentes, linhas do H em sua intensidade máxima; linhas
do CaII fracas. Exemplos:a CMa (Sirius),a Lyr (Vega).
• Tipo F: temperatura de 6500 a 8000 K; cor branco-amarelada;
linhas do H mais fracas; linhas do CaII mais fortes; linhas de
“metais” neutros FeI, CrI. Exemplo:a Pup (Canopus).
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• Tipo G: também chamado de “tipo solar”, apresentam cor
amarelada; temperatura entre 5000 e 6000 K; linhas do H
fracas; linhas de metais mais fortes. Exemplos: Sol, a Aur
(Capella).
• Tipo K: cor alaranjada; temperatura entre 3800 e 5000 K;
linhas do CaII atingem intensidade máxima; muitas linhas
de metais. Exemplos: a Tau (Aldebaran) e a Boo
(Arcturus).
• Tipo M: cor avermelhada; temperatura cerca de 3000 K;
espectro dominado por bandas de absorção moleculares do
TiO; contínuo fraco no azul. Exemplos: a Sco (Antares), o
Ceti (Mira),a Ori (Betelgeuse).
• Os tipos R, N e S referem-se a diferentes composições
químicas, são tão frias quanto as tipo M e seu espectro é
dominado por bandas de absorção moleculares do ZrO,
VO, etc.
• Cada tipo espectral é subdividido em sub-classes
espectrais: ...A0, A1, A2 ...A9, F0, F1, F2...
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A intensidade das linhas espectrais depende da
temperatura da estrela:
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O Diagrama Hertzprung-Russell (ou HR)
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Como distinguir entre diferentes classes de
luminosidade?
• Qual é a diferença entre o espectro de uma estrela
supergigante (ou gigante) de tipo espectral M de outra anã
M de sequência principal?
• A gravidade superficial de uma estrela é dada pela
expressão:
• Quanto maior a gravidade, maior a pressão, que torna as
linhas espectrais mais alargadas (um efeito quântico).
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Como distinguir entre diferentes classes de
luminosidade?
• Qual é a diferença entre o espectro de uma estrela
supergigante (ou gigante) de tipo espectral M de outra anã
M de sequência principal?
• A gravidade superficial de uma estrela é dada pela
expressão:
• Quanto maior a gravidade, maior a pressão, que torna as
linhas espectrais mais alargadas (um efeito quântico).
Linhas mais largas pressupõem maior
gravidade
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Classes de luminosidade
Ia - supergigantes luminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia) -
L=40550 Lo
Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab) -
L=12246 Lo
II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII) -
L=4875 Lo
III - gigantes. Exemplo: Aldebaran (K5III) - L=100 Lo
IV - subgigantes. Exemplo: Acrux (a Crucis - B1IV) -
L=3076 Lo
V - anãs (sequência principal). Exemplo: Sol (G2V) -
L=1 Lo
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Exemplo: alargamento de linhas por pressão
asas da linha: efeito stark