ASTROFÍSICA OBSERVACIONAL

Roteiro

Aula 1

RadiaçãoTelescópios Instrumentos: espectrógrafosDetectores

Aula 2

EspectroscopiaFotometria ImageamentoOutras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometriaGrandes levantamentos (Surveys)

Corpo Negro

• Todo objeto emite radiação caracterizada pelo movimento de suas partículas constituintes

• A radiação emitida está distribuída em uma faixa do espectro eletromagnético, com um pico em um freqüência definida pela sua temperatura característica → Função de Corpo negro ou Função de Planck

• Lei de Wien: o pico da função de corpo negro se desloca de acordo com a temperatura do corpo emissor

λmax ∝ T-1

+ frio → + vermelho

+ quente → + azul

• Lei de Stefan: energia irradiada aumenta rapida-mente com a temperatura

E ∝ T4

Faixas Espectrais

As “cores” do feixe de radiação são determinadas pela sua freqüência ou comprimento de onda

Comprimento de onda

freqüência

Radio: radar, microondas, AM, FM, UHF, VHF

Infravermelho (IV): calor

Visível: olho humano sensível a 4000-7000Å

Ultravioleta (UV)

Raios X: aplicações médicas

Raios Gama: radioatividade

Co

mp

rime

nto

de

on

da

freqü

ên

cia

Espectro eletromagnético

Raios gama

Raios X

UV

IV

Radio

Escala de radiação eletromagnética

Baixa freqüência: luz visível, infravermelho, microondas → menor energia, menor poder de penetração

Alta freqüência: UV, raios X, raios gama → maior energia, maior poder de penetração, podem ser nocivas à saúde

∆ λ Aplicações Notas

Radio Nuvens de gás interestelar, centro da Galáxia, estrutura da Galáxia, galáxias ativas

• Emissão radio pode ser detectada durante o dia• Atmosfera ~ transparente

IV Formação estelar, estrelas frias, centro da Galáxia

Atmosfera ~ transparente

Visível Planetas, estrutura da Galáxia, evolução estelar

Atmosfera transparente

UV Meio interestelar, estrelas quentes Atmosfera opaca

Raios X Estrelas de nêutrons, buracos negros, núcleo ativo de galáxias

Atmosfera opaca

Raios γ Estrelas de nêutrons, núcleo ativo de galáxias

Atmosfera opaca

Como se forma um espectro?

Contínuo

Emissão

Absorção

a) Fonte de emite radiação contínua: luz passa pelo prisma e forma um espectro contínuo

b) Luz emitida por gás de hidrogênio excitado: o espectro é formado por linhas de emissão

c) Luz re-emitida por um gás frio na frente de uma fonte de radiação contínua: linhas de absorção sobrepostas a um espectro contínuo

b

a

c

Processos Radiativos

E1

E2

hν

Emissão

Absorção

E2>E1

ΔE = E2 – E1 = hν

1 → 2: absorve ΔE

2 ← 1: emite ΔE

2 estados ligados: excitação

Transição ligado-livre: ionização

2 estados livres: contínuo

Linhas espectrais

Onde se formam as linhas de

absorção?

κ Ne

P T

M M

MM

Átomo de Hidrogênio

Átomo mais simples: 1 elétron

Bohr:

Energia do no nível é En=13.6(1-1/n2) eV

Séries de hidrogênio:

Lyman (n=1): 1216Å, 1026Å, 923Å...

Balmer (n=2): 6563Å, 4810Å, 4340Å...

Paschen (n=3): 18761Å, 8202Å...

Série de Balmer:

Espectros compostos

Gás puro de cada elemento tem o seu espectro característico

O que acontece quando vários elementos são combinados?

Espectros Estelares

O 30.000 He II forte, H fraco, M III-IV...

B 20.000 He I, H moderado, M II

A 10.000 He I fraco, H forte, M II

F 7.000 M I-II, H moderado

G 6.000 M I-II, H fraco

K 4.000 M I forte, H fraco

M 3.000 M I forte, moléculas, H muito fraco

T↓

G↓

T↓

Estrelas

Galáxias, nebulosas

Linhas de emissão

Linhas de absorção

Dispersão Gráfico: intensidade × da luz comprimento de onda

Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia

Raias escuras: absorção de energia em uma determinada freqüência (ou λ)

Espectros típicos de estrelas

Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia

Raias claras: emissão de energia em uma determinada freqüência (ou λ)

Espectros típicos de objetos difusos (galáxias, nebulosas planetárias) ou objetos com disco

Telescópios

Função principal: capturar fótons provenientes de uma determinada região do céu e concentrá-los no seu foco

Telescópios

Telescópios podem operar também no radio, UV, R-X...

IUE: UVRadiotelescópio Chandra: R-X

satélites

Observações a partir do solo

Interação radiação x atmosfera

Extinção: luz é espalhada ao interagir com uma partícula. O espalhamento depende do λ da luz incidente e do tamanho da partícula espalhadora.Ex: luz visível sobre partículas de poeira (d~1 µm) → a luz azul é mais espalhada do que a vermelha

Refração: feixe de luz sofre desvio da sua direção incidente quando passa de um meio para outro.

Turbulência atmosférica → cintilação (seeing)

Telescópios óticos

Refrator ou luneta → lente concentra os raios de luz

Refletor → espelho concentra os raios de luz

Telescópios

• Função: concentrar os fótons emitidos por uma fonte

• Refratores e refletores

• Configuração de espelhos: diferentes focos

• Distância focal F: distância entre o centro do espelho primário e o foco primário

Razão focal f=F/D

Grandes Telescópios

Grandes telescópios → novas tecnologias

Espelho mosaicoGemini: D=8 m, h=20 cm Cerro

Pachon, Chile

Combinação de imagem VLT (Very Large Telescope): 4

telescópios de 8 m, que podem trabalhar separadamente ou combinados (equivalente a D=16 m) Cerro Paranal, Chile

Telescópios MUITO grandes...

European Extremely Large Telescope (E-ELT)

Cerro Amazones, Chile, h=3060 mCerro Amazones, Chile, h=3060 m Mosaico ~1000 espelhos, 1.4m cadaMosaico ~1000 espelhos, 1.4m cada

Abertura=39.3 m Abertura=39.3 m Operação em 2021 (?)Operação em 2021 (?)

Óptica Ativa

Novos telescópios: espelhos grandes e finos são flexíveis e sensíveis à deformação devido ao peso

Óptica Ativa: Correções opto-mecânicas no espelho primário para mantê-lo uma parábola perfeita, corrigindo os efeitos gravitacionais.

Óptica Adaptiva

Luz que passa pela atmosfera é distorcida pela turbulência e a imagem torna-se “borrada”. Este efeito pode ser minimizado pela altitude e condições climáticas do Observatório.

Óptica adaptativa: sistema óptico-mecânico que compensa a perturbação atmosférica sofrida pela luz incidente.

Vibração dos espelhos secundário e terciário do telescópio com freqüências de 10 a 100 Hz.

Espectrógrafos

• Refração da luz incidente: luz branca → espectro

• Lei de Snell µ1(λ) seni=µ2(λ) senr λ ↑ refração menor

• Principais componentes: colimador + elemento dispersor (prisma, redes de difração, echelle) + detector (CCD)

Esquema de um Espectrógrafo de Alta Resolução

Colimador primário

Rede “Echelle”

Colimador secundário

Prisma de dispersão cruzada

Câmera

FEROS

Poder Resolutor

R

A habilidade de um espectrógrafo de separar dois comprimentos de onda é chamada resolução espectral.

Maior resolução → • maior detalhamento do espectro • intervalo espectral coberto é menor • informação sobre a distribuição geral de energia é perdida

Menor resolução →

• menor detalhamento • características gerais do espectro

Os objetos astronômicos são, em geral, pouco luminosos → é necessário “acumular” fótons

Pesquisa científica → é necessário quantificar e registrar da maneira mais precisa possível cada evento observado

Detectores

DETECTORES

Placa fotográfica

• Emulsão fotossensível sobre placa de vidro

• Controle do tempo de incidência da luz

Maior “tempo de exposição” → maior sensibilização da placa

• Sensível visível/UV

• Grande área coletora

• Digitalização da imagem Filme=base plástica + emulsão fotossensível

Charge Coupled Device - CCD

Matriz de dispositivos semicondutores de silício (unidade = pixel)

Princípio básico: transferência da carga elétrica armazenada de um pixel para outro pixel adjacente.

Eficiência quântica: capacidade do CCD de gerar cargas através da incidência de fótons.

TelescópioInstrumento,

detector

Dados

Armazenamento, análise

OPD 1.60 m

Pico dos Dias (1864 m)

Brazópolis/MG

Instrumentos disponíveis:

Espectrógrafo de baixa resolução (R<4000), Espectrógrafo de média resolução (R<20.000), Espectrógrafo multi-objetos Eucalyptus, Fotômetro FOTRAP, Câmera direta no IV CamIV.

SIFS - Espectrógrafo óptico de IFU

Goodman - Espectrógrafo Óptico

SOI - Imageador Óptico

Spartan - Câmera IV de alta resolução

OSIRIS - Espectrógrafo para o IV próximo.

SOuthern Astrophysical Research Telescope

Cerro Pachón, Chile (2737 m)

Brasil (30%) + Universidades US

primário: 4.1 metros

Mauna Kea, Havaí (4214 m)

Gemini Norte (8m)

Espectrógrafo multi-objetos (visível)

Espectrógrafo (IR)

Imageador (visível)

Gemini Sul (8m)

Coronógrafo

Imageador (IR)

Espectrógrafo multi-objetos (visível)

Espectrógrafo de alta resolução (visível, IR)

Cerro Pachón, Chile (2737 m)

ESO European Southern

Observatory

Cerro Paranal (2600m)4x 8.2m tel. (VLT)

La Silla (2500m)

NTT (3.6m), 3.6m,

2.2m (+)

ESO 2.2 m

European Southern Observatory, Chile

La Silla (2500m)

FEROS: espectrógrafo R~48.000, 3600-9200 Å

WFI (wide field camera): imageador