Estevão L. Q. Antunes Jr.

219008

FIS2009 – ASTRONOMIA FUNDAMENTALDEPARTAMENTO DE ASTRONOMIA – INSTITUTO DE

FÍSICA / UFRGS

É a intensidade das cores em diferentes comprimentos de onda. É possível determinar com

isto coisas importantes acerca das estrelas, como sua temperatura, densidade e composição

Isaac Newton (1643-172):demonstrou, em 1665-66,

que a luz branca, como a do sol, quando passa por um prisma, se decompõe em

luz de diferentes cores formando o espectro

visível.

http://cosmoemportugues.blogspot.com.br/2010/05/isaac-newton.html

Joseph Von Fraunhofer (1787-1826): era um fabricante de

instrumentos de vidro e usava o espectro solar para calibrar seus

instrumentos. No início do século XIX ele percebeu que o espectro solar continha linhas escuras. Ele

classificou 324 destas e usou letras maiúsculas (de A a K) para classificar as mais largas e

minúsculas para classificar as mais finas levando em consideração os comprimentos de onda na ordem

crescente, podendo conter também números.

http://www.geschichte.2me.net/bio/cethegus/f/fraunhofer.html

Linhas de Fraunhofer

http://ventosdouniverso.blogspot.com.br/2012_02_01_archive.html

http://www.astro.mat.uc.pt/novo/observatorio/site/museu/T1055esp.htm

Espectroscópio inventado por Joseph Von

Fraunhofer em 1814

Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899): em 1856 invntou o bico de Bunsen que emitia uma chama incolor, então,

quando em contato com uma substância, esta chama

emitia a cor da substância e não da própria chama.

http://boolger.blogspot.com.br/2011/04/who-is-robert-wilhelm-

bunsen.html

http://www.explicatorium.com/CFQ7-Material-

laboratorio.php

Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887): colaborador de Bunsen e junto com ele observou que o espectro formado de diversos

elementos colocados na chama, não era contínuo, e sim

constituído de séries de linhas brilhantes que variavam

dependendo do elemento. Com isso, concluiu que o Sol era um gás ou sólido quente, envolvido

por um gás mais frio. Estas camadas mais frias é que

produziam as linhas escuras do Sol. Descobriu assim linhas de Mg, Ca, Cr, Co, Zi, Ba e Ni no

Sol.

http://www.nndb.com/people/530/000097239/

http://www.apolo11.com/espectro.php

http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm

1ª lei: Um corpo opaco quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um espectro contínuo.

2ª lei: Um gás transparente produz um espectro de linhas brilhantes (de emissão). O número e a posição dessas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.

3ª lei: Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras (absorção). O número e a posição dessas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.

http://www.brasilescola.com/quimica/espectros-emissao-absorcao-leis-kirchhoff.htm

http://astro.if.ufrgs.br/rad/elements/Elements.htm

Simulação linhas de absorção/emissão

É importante frisar que as linhas escuras não são ausência de luz, mas sim uma diferença de luz. O gás envolvido (com menor temperatura) absorve a radiação e re-emite menos radiação, se o gás estivesse à mesma temperatura (em

equilíbrio térmico) os níveis de absorção e re-emissão seriam os mesmos.

Christian Doppler (1803-1853):o austríaco percebeu cerca de

1842 que, quando um objeto se aproxima ou se afasta do observador ocorre uma

diferença na frequência da luz emitida pelo objeto que depende diretamente da

velocidade deste, ou seja, se este objeto se move com a

velocidade maior que a velocidade da luz, pode ocorrer uma diminuição na frequência e um aumento do comprimento de onda, o que pode fazer com que o objeto emita uma cor de maior comprimento de onda.

http://www.stegen.k12.mo.us/tchrpges/sghs/aengelmann/Dop

plerChristianJohann.htm

Wilhelm Wien (1864-1928): determinou uma relação entre

o comprimento de onda máximo emitido por um

corpo e a sua temperatura, ele percebeu que o produto entre

o comprimento de onda máximo e a temperatura

sempre resultava em uma constante.

http://scienceworld.wolfram.com/biography/Wien.html

λmáx . T = 28.978.000 K . Å

http://profs.ccems.pt/PauloPortugal/CFQ/Wien/Lei_Wien.html

Irmão Angelo Secchi (1818-1878 ): Ainda que Fraunhofer,

em 1823, tenha observado que as demais estrelas também tinham linhas

escuras em seu espectro, foi só em 1863 que se obteve a

primeira classificação estelar devido às suas linhas de

absorção. Esta foi desenvolvida pelo jesuíta

Secchi.

http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/Secchi.html

Annie Jump Cannon (1863-1941): desenvolveu a classificação espectral que

conhecemos hoje. Esta surgiu no início do século

XX. Cannon classificou seus espectros de acordo

com as linhas de hidrogênio, sendo A amais forte, B a seguinte.

http://www.sciencephoto.com/media/223944/view

http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm

http://astro.nfist.pt/old/astrofisica/classificacao_estelar/classif.htm

http://astro.nfist.pt/old/astrofisica/classificacao_estelar/classif.h

tm

O Prêmio Nobel de Física no ano de 2011 leva em consideração a expansão acelerada do Universo. Esta descoberta se deu graças a percepções de quasares distantes estarem

desviando seu espectro para o vermelho, o que indica que a frequência percebida por nós é

menor, ou seja, estes quasares estão se afastando de nós aceleradamente e por isto percebemos que o espectro está tendo um

desvio para o vermelho.

Saul Perlmutter, da Universidade da Califórnia em Berkeley

http://www.cmu.edu/mcs/news/pressreleases/2010/perlmutter-

dickson-prize.html

Brian Schmidt, da Universidade Nacional Australiana

http://www.mso.anu.edu.au/~brian/

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/36

Adam Riess, da Universidade Johns Hopkins

Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva. Astronomia e Astrofísica. 2003.

Colin A. Ronan. A História Ilustrada da Ciência, vol III.

http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm

http://astro.if.ufrgs.br/rad/elements/Elements.htm

http://astro.if.ufrgs.br/Doppler/Doppler.htm

http://profs.ccems.pt/PauloPortugal/CFQ/Wien/Lei_Wien.html

http://pordentrodaciencia.blogspot.com.br/2011/10/saiu-o-premio-nobel-de-fisica-de-2011.html