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