Medidas AstronômicasMedidas Astronômicas
Ruth BrunoRuth Bruno
Pintura: “Noite estrelada sobre o rio Ródano” de Vincent Van Gogh.
A beleza de uma noite estrelada causa encantamento e admiração a todos. Também é fonte de inspiração para muitos artistas...
Mas como o céu é visto pelos astrônomos?
Uma das fotos feitas por Babak Tafreshi em sua viagem ao deserto do Saara, na África
Observação a olho nu
Observatório Soar, em Cerro Pachón, no ChileTelescópio ótico e infravermelho
Observatório Terrestre
O Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) é o maior projeto astronômico existente, um telescópio revolucionário,
composto por uma rede 66 antenas móveis, entre 7 e 12 metros de diâmetro, que podem ser rearranjadas conforme a necessidade.
Planalto do Chajnantor, a uma altitude de 5.000 metros nos Andes Chilenos
Hubble(Visível-infravermelho)
James Webb(infravermelho)
Telescópios espaciais
Como medir as distâncias dos astros no céu?
UNIDADE ASTRONÔMICAUNIDADE ASTRONÔMICA
1 AU = 149.600.000 km
PARSEC
• Parsec (pc): 206265 U.A.=3,26 a.l.• Kiloparsec =1.000 pc• Megaparsec =1.000.000 pc
ANO-LUZ
Distância que a luz viaja em um ano:
365,25 dias/ano x 24 horas/diax 3600s/diax 300.000 km/s= 9,5x1012 km= 9.5x1015 m
Distâncias de alguns objetos astronômicosDistâncias de alguns objetos astronômicos
1,3 segundos-luz8,3 minutos-luz
11 horas-luz4,3 anos-luz
100 mil anos-luz 2,3 milhões de anos-luz
www.astro.iag.usp.br
http://cienciahoje.uol.com.br/view/2004
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap010428.html
www.enterprisemission.com
http://universe-review.ca/option2.htmwww.diomedes.com/vialactbraz.jp
Determinação de Determinação de Distâncias:ParalaxeDistâncias:Paralaxe
Paralaxe
Paralaxe Geocêntrico
Paralaxe Heliocêntrico
Localização de um astro ao passar dos anos
Medidas de Diâmetros
Angulares de Objetos Celestes
Medida do Raio da Terra
Medida do Diâmetro do Sol
Unidade Astronômica
Medida da Unidade Astronômica usando a técnica de Paralaxe e o trânsito de Vênus
1 UA = 150 milhões de quilômetros
Brilho de uma Estrela
A lei do Inverso do Quadrado da distância e o brilho aparente de uma estrela
•Energia emitida por unidade de tempo: luminosidade
•Quantidade de energia emitida por unidade de tempo e por unidade de área que chega à Terra: fluxo (ou brilho aparente)
24 d
LB
Medindo-se B, com um fotômetro, e sabendo-se d, encontra-se a luminosidade L da estrela
Relação entre Luminosidade, Raio e Temperatura
Onde é a constante de Stefan-Boltmann
MAGNITUDEMAGNITUDE
Caracteriza o brilho de um astro e substitui a noção de grandeza dos antigos astrônomos.
Escala de magnitudes: determinada de maneira a concordar com a antiga escala de grandezas.
(Hipparchus – 190 a 120 BC)
Magnitude AparenteMagnitude Aparente
Magnitude de um astro obtida através da observação, independentemente de seu fluxo radiante intrínseco. Exprime o brilho
aparente.
Magnitude AbsolutaMagnitude Absoluta
Magnitude que teria uma estrela se fosse colocada a uma distância padrão de referência de 10 pc, o que exprimiria seu brilho absoluto.
Classificação de HipparchusClassificação de Hipparchus
Escala atual: extensão da escala de
Hipparchus – valores negativos
correspondem a estrelas mais brilhantes
Objeto Magnitude
Sol -26,5
Lua Cheia -12,5
Vênus -4,4
Júpiter -2,5
Sirius -1,4
Polaris +2,0
Olhu nú +6,0
Telescópio Visual
+20,0
Telescópio Eletrônico
+26,0
Como sabemos qual a temperatura de uma estrela?
O ESPECTRO ELETROMAGNÉTICOO ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO
Estrelas no eixo principal da Via Láctea: obscurecidas pela poeira quando observadas na faixa de luz visível (figura à esquerda) e
brilhantes, quando observadas em infravermelho (figura à direita)
ONDE ESTÃO AS ESTRELASONDE ESTÃO AS ESTRELAS ? ?
LUZ LUZ VISÍVELVISÍVEL E RADIAÇÃO E RADIAÇÃO INFRAVERMELHAINFRAVERMELHA
Imagens de Andrômeda em luz visível e em infravermelho
Imagem em ultravileta dos anéis de Saturno, obtida com a sonda Cassini: as faixas em turquesa são compostas basicamente por gelo, enquanto as vermelhas são feitas de poeira espacial.
VISÃO EM ULTRAVIOLETAVISÃO EM ULTRAVIOLETA
Esta imagem mostra as ondas rádio produzidas pela Galáxia Espiral M81.
As regiões vermelhas e amarelas são as espessas nuvens de gás (hidrogênio), onde se formam as estrelas.
ONDAS RÁDIOONDAS RÁDIO
À esquerda, imagem de Sírius A e B obtida com o telescópio de raio-X do satélite Chandra.
Enquanto no visível (direita) Sírius A é 10 000 vezes mais brilhante do que Sírius B, no raio-X Sírius B é a mais brilhante.
As raias são reflexo na estrutura de sustentação do equipamento.
LUZ VISÍVEL E RAIOS XLUZ VISÍVEL E RAIOS X
ESPECTROSCOPIAESPECTROSCOPIA
Através da espectroscopia é possível investigar a composição e o movimento dos objetos distantes.
Luz de diferentes cores sofre diferentes inclinações quando refratada por um vidro ou outro meio transparente. A luz branca, que é composta de todas as cores, pode ser separada em várias cores pela refração, produzindo um espectro completo de cores
ESPECTRÓGRAFOESPECTRÓGRAFO
ESPECTROS CONTÍNUO, DE EMISSÃO E DE ESPECTROS CONTÍNUO, DE EMISSÃO E DE ABSORÇÃOABSORÇÃO
TIPOS DE ESPECTROSTIPOS DE ESPECTROS
Classe Espectral Cor da Estrela Temperatura Superficial (K) Exemplo
O azul 30.000 Mintaka
B branco-azulado 20.000 Rigel
A branco 10.000 Sírius
F branco-amarelado 7.000 Prócion
G amarelo 6.000 Capella
K alaranjado 4.000 Aldebarã
M vermelho 3.000 Betelgeuse
A tabela abaixo mostra informações sobre as principais classes espectrais:
Lei de Stefan-BoltzmannLei de Stefan-Boltzmann
O fluxo (energia por unidade de área, por unidade de tempo) de um corpo negro é:
4TF
Para uma estrela, temos:
4efestrela TF
onde Tef é a temperatura de um corpo negro que emite a mesma quantidade de energia por unidade de área e por unidade de tempo que a estrela
LEI DE WIENLEI DE WIEN
cteTm
CURVA DO SOLCURVA DO SOL
RADIAÇÃO DE FUNDORADIAÇÃO DE FUNDO
EFEITO DOPPLEREFEITO DOPPLER
EFEITO DOPPLER DO SOM E DA LUZEFEITO DOPPLER DO SOM E DA LUZ
REDSHIFTREDSHIFT EE BLUESHIFTBLUESHIFT
DESLOCAMENTO DESLOCAMENTO DAS LINHAS DAS LINHAS ESPECTRAISESPECTRAIS
RECESSÃO E APROXIMAÇÃORECESSÃO E APROXIMAÇÃO
cvparac
v
Referências
http://www.on.br/site_edu_dist_2011/pdf/modulo2/medindo_as_estrelas.pdf
http://astro.if.ufrgs.br/index.htm
http://www.inovacaotecnologica.com.br/index.php
www.wisp.physics.wisc.edu
www.astro.ucla.edu
www.phy.questu.ca
www.itl.chem.ufl.edu
http://www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/ESPECTROGRAFO/index.html
http://www.apolo11.com