Observatório do CDCC - USP/SC

Apresentação em tema: "Observatório do CDCC - USP/SC"— Transcrição da apresentação:

1 Observatório do CDCC - USP/SC
USP - São Carlos Observatório do CDCC - USP/SC

2 Observatório do CDCC - USP/SC
Setor de Astronomia (OBSERVATÓRIO) (Centro de Divulgação da Astronomia - CDA) Centro de Divulgação Científica e Cultural - CDCC Universidade de São Paulo - USP Endereço: Av. Trabalhador São-Carlense, n.400 São Carlos-SP Tel: 0-xx (Observatório) Tel: 0-xx (CDCC) Localização: Latitude: 22° 00' 39,5"S Longitude: 47° 53' 47,5"W Imagem: O Inicio do Observatório

3 Sessão Astronomia

4 Sessão Astronomia As Sessões Astronomia são palestras proferidas pela equipe do Setor de Astronomia todos os sábados às 21h00. Iniciadas em 1992, foram criadas com o objetivo de falar sobre Astronomia ao nosso público em uma linguagem simples e acessível a todas as faixas etárias. Estas palestras se tornaram uma opção de diversão e informação para a comunidade local e também para visitantes de nossa cidade. Os temas abordados são os mais variados possíveis. O material multimídia contido aqui consiste numa opção audiovisual complementar que o professor do Sistema de Ensino pode utilizar como auxílio às suas aulas. O conteúdo das Sessões Astronomia pode ser acessado no seguinte endereço: Crédito do logo: Sessão Astronomia, CDCC-USP/SC, criado por Andre Fonseca da Silva Observação: Padrão e resolução da apresentação: 800 x 600 pixel com imagens a 96 dpi ou 38 pixel por centímetro com dimensão de 8,35 polegadas x 6,26 polegadas ou 21,2 cm x 15,9 cm respectivamente. Editado normamente em Office 97, podendo haver incompatibilidade de execução no Office XP e vice-versa.

5 Adalberto Anderlini de Oliveira
O Sol o Sol

6 O Tema da Sessão Astronomia
Título : A Idade da Terra Nome do Autor : Adalberto Anderlini de Oliveira Data da Apresentação: 18 de junho de 2005 Número de Espectadores no Audiório: 12 Nome do Apresentador: Adalberto Anderlini de Oliveira Resumo/ABSTRACT: A motivação desta palestra é apresentar de uma maneira histórica como o homem compreendeu o Sol, suas estruturas internas, sua composição… Para tanto, o principal livro de referência foi: “O Universo” de Isaac Asimov. Crédito da Imagem de Abertura: 2003%2012%2004%20Sun%20setting%20at%20Waikiki.jpg. Disponível em: < 0Waikiki.jpg> Acesso em: 11/06/05

7 A matéria é feita de átomos, inclusive as estrelas.
Os átomos Próton Nêutron Elétron A diferença entre materiais distintos está no número de partículas elementares nos diferentes átomos A matéria é feita de átomos, inclusive as estrelas.

8 O átomo Comentário: O átomo, principal constituinte das matérias é composto de partículas menores: prótons, elétrons e nêutrons. Essas partículas estão situadas em regiões diferentes nos átomos: o próton e o nêutron estão no minúsculo núcleo, enquanto os elétrons “circulam ao redor do núcleo” na eletrosfera. Matérias diferentes (por exemplo o ouro, o ferro, o oxigênio, etc) são diferentes porque possuem em seus átomos quantidades diferentes desses entes menores que são os elétrons, prótons e nêutrons. Assim, qualquer matéria é constituída de átomos, inclusive as estrelas.

9 E = mxc2 LUZ De onde vem a luz do Sol ? + Prótons Hélio
Pósitrons Neutrinos LUZ E = mxc2 Conservação de Energia m = 1 g E = kcal Combustão de litros de gasolina Não é toda a massa dos prótons que vai se transformar em luz

10 De onde vem a luz do Sol ? Comentário: Compreendendo o núcleo atômico, foi ainda possível compreender como funciona o Sol. Na verdade em 1905, Einstein propôs que a energia da massa era tranformada em energia luminosa. Com essa fórmula bastante difundida, podemos compreender como uma estrela se mantém, produzindo a luz. e_mc2--.jpg. Disponível em: < Acesso em: 08/06/05

11 Mas dá para saber quais átomos existem no Sol ?
O Sol está a km Querendo saber quais os limites do conhecimento humano, citou como exemplo de algo destinado a permanecer para sempre desconhecido a constituição química dos corpos celestes. Filósofo Francês Auguste Comte ( )

12 Mas dá para saber quais átomos existem no Sol ?
Comentário: Mas será que é possível descobrir qual matéria realizará a reação necessária lá no distante Sol? Comte.jpg. Disponível em: < Acesso em: 13/06/05

13 Nem tudo a respeito do Sol se encontra a 150 000 000 km
LUZ

14 Nem tudo a respeito do Sol se encontra a 150 000 000 km
Comentário: Para responder a tal pergunta devemos fazer uma pausa na compreensão da matéria, para compreender um pouco sobre a luz. Um dos primeiros a fazer um estudo sistemático sobre a luz foi Isaac Newton no séc. XVII. Ele costumava colocar um pedaço de vidro em formato triangular e percebia que conseguia dividir a luz branca em outras cores, ou então juntar várias cores na luz branca. GodfreyKneller-IsaacNewton-1689.jpg. Disponível em: < Acesso em: 15/01/2005 Animação: hst15_prism.mpg. Disponível em: < Créditos: ESA. Acesso em: 01/06/2005

15 luz tem comportamento dual
O que é a luz ? EMPATE luz tem comportamento dual Isaac Newton ( ) Christian Huygens ( )

16 O que é a luz ? E, uma vez que a luz será o nosso principal instrumento de estudo, vale a pena discutir um pouco mais sobre sua natureza. Não foi apenas Newton que se interessou com a natureza dessa luz com a qual interagimos a cada instante. Um contemporâneo seu, Christian Huygens, também ficou interessado na constituição da, como hoje denominamos, radiação eletromagnética. Newton acreditava que a luz era constituída de pequenas partículas. Huygens acreditava que a luz era formada por ondas, tal qual as ondas em uma corda. Hoje, dizemos que a luz tem comportamento dual, ou seja, a constituição básica da luz, em verdade, são as duas coisas, por mais estranho que pareça. Na verdade, a luz se comporta como onda, ou partícula, dependendo do experimento que estamos realizando. Assim, hoje em dia somos capazes de fazer experimentos onde um feixe de laser impede que uma esfera de metal caia sob a ação da gravidade, tal qual quando somos impedidos de andar contra o vento, devido ao choque das partículas que constituem o ar. Ou então, podemos realizar experimentos onde a luz irá ficar com a intensidade, ora mai forte, ora mais fraca, tal qual ondas em um lago, que se somam, e se cancelam, realizando o que chamamos de interferência construtiva e destrutiva. huygens.jpg. Disponível em: < Acesso em: 3. novembro

17 Os Aparelhos para estudar a Luz
Aparelho calibrado: padronizar Corrente (I)= quantidade tempo fotômetro

18 Fotômetro Bem, se já estudamos o nosso objeto de interação que é a luz, falta-nos uma coisa: a comparação. Imagine que não escolhêssemos um padrão… Para cada um do mundo que fosse fazer um estudo sobre estrelas, não haveria como comparar os resultados depois… Ou então, pareceria que os resultados estão errados, quando comparados… Imagine que eu, um daltônico, jurasse de pé junto que a estrela que estamos estudando é vermelha, mas você, me diz que ela é laranja ou amarela… Seria o caos. Assim, devemos ter um meio de padronizar as medidas. E esse meio é um aparelho. Aparelho muito útil, pois além de tudo não nos deixa o risco de ter a visão prejudicada ao ficar estudando o Sol, por exemplo como ocorreu com Galileu. Mas não se assuste, o funcionamento do aparelho não é difícil. A idéia é simples, vamos medir o número de fótons que saem da estrela e estão chegando ao nosso telescópio. Imagine que você quisesse contar o número de pessoas que entram em uma sala. Para tanto, bastaria colocar uma caixa cheia de bolinhas de um lado, e outra caixa do outro lado. Cada pessoa que passasse teria, por regra, que pegar uma bolinha na caixa cheia e passar para a outra. É isso que acontece nos fotômetros, para cada fóton que passa, um elétron fecha circuito, e assim, podemos contar o número de fótons que chegaram ao nosso contador. Iremos, então, definir a quantidade de elétrons que trocamos de caixa, por tempo como corrente.

19 Os Aparelhos para estudar a Luz
Espectrômetro fotômetro telescópio colimador contínuo linha de absorção azul  (nm) vermelho intensidade I prisma lente divergente  espelho

20 Espectrômetro Abline.jpg Disponível em:
Podemos, agora, contar quantos fótons estão chegando de cada cor. Para isso, devemos “abrir” a luz que está vindo da estrela em todas as radiações para poder estudar cada uma. Para isso, utilizamos um espectrômetro. Um espectrômetro nada mais é do que aquele prisma do Newton utilizado de uma maneira mais planejada. Vejamos como funciona um espectrômetro solar, por exemplo. A luz proveniente da estrela passa pelo telescópio, incide em uma lente que irá focalizar o feixe no prisma, o prisma abre a luz branca nas radiações que já discutimos, que irão passar por uma lente divergente, ou seja, uma lente que irá afastar um comprimento de onda (uma cor) uma da outra. Então as cores incidem em um espelho e podem ser escolhidas com uma abertura móvel, onde acoplamos um fotômetro para contar quantos fótons existem com cada cor. Sabendo quantos fótons existem de cada cor, podemos fazer um gráfico bem simples. Em um eixo, colocamos essa quantidade de fótons por tempo (corrente), no outro a cor, representada pelo comprimento de onda (). E assim, ligando os pontos, temos uma análise de quantos fótons de cada cor, cada estrela emite por certo tempo. Entretanto, olhando o gráfico, iremos perceber certas regiões onde temos uma grande depressão, ou um grande pico. O que ocorre na estrela que faz com que isso aconteça. Abline.jpg Disponível em: < Chap_08/Sec8_3.html>

21 elétron com maior energia, mas natureza prefere menor energia
O Espectro Não! Não! Não! Não! E não! Não! Essa sim! n p p n linhas de absorção elétron com maior energia, mas natureza prefere menor energia

22 Linhas de Absorção De onde saíram tais picos no espectro da estrela?
Devemos investigar de onde vem a luz... A luz que enchergamos é originada na superfície das estrelas (mais tarde veremos o porquê disso), e o que temos nessa superfície? Basicamente átomos e partículas elementares. E como esses átomos seriam capazes de causar tais linhas no espectro contínuo? É possível fazer experimentos na Terra, com lâmpadas feitas de materiais iguais aos existentes nas estrelas, e com esses experimentos podemos verificar o seguinte: átomos absorvem e emitem luz com freqüências bem definidas, ou seja, não é qualquer energia (cor) que o elétron vai absorver para mudar sua configuração. Na verdade, ele só tem algumas possibilidades bem definidas... isso é o que chamamos de quantização. Então, a luz estava vindo de uma camada imediatamente inferior na estrela, e ao passar pela camada superficial, os átomos dessa camada irão absorver a luz com a freqüência (cor) que lhes for conveniente... irão portanto, absorver energia, e ficar em um estado mais energético. E, assim, veremos no espectro da estrela, regiões onde teremos uma depressão, ou seja, a cor que estava vindo da camada anterior parou em átomos na superfície da estrela.

23 O Espectro n p p n linhas de emissão

24 Linhas de Emissão Bem, mas se os elétrons estão com maior energia, eles vão continuar assim? Na verdade, não. É da natureza deles querer permanecer em um estado de menor energia. Assim, eles tendem a voltar para o estado inicial. Bem, se ele vai reemitir a luz, ele vai fazer essa reemissão na mesma freqüência anterior, e nós não veríamos a falha no espectro, estou certo? Não. O elétron não vai reemitir a luz que tinha absorvido, na mesma direção e sentido que ela estava se propagando antes de ele a absorver. O que acontece, é que o elétron irá reemitir a luz, um pouco em cada direção, diminuindo, assim, a intensidade com que aquela freqüência (cor) chega até nós... Além disso, ele pode retornar para a posição inicial “em cascata”, ou seja, primeiro passa para uma outra camada, perdendo, assim, uma parte menor de energia (emitindo uma luz de freqüência menor) e depois, perdendo o restante da energia (com uma freqüêcia também menor que, somada a anterior, resulta na freqüência da luz qua havia sido absorvida pelo elétron). Assim, teremos picos no espectro onde existe uma certa quantidade de átomos emitindo mais energia daquela cor.

25 O Espectro de Vapores Gustav Robert Kirchhoff (1824 – 1887)
Robert Wilhelm Bunsen (1811 – 1899) Espectro de vapores aquecidos em laboratório

26 O Espectro de Vapores Comentário: Mas a compreensão daquelas linhas estranhas existente no espectro da luz proveniente do Sol só pode ser compreendida depois que experimentos foram realizados em laboratórios na Terra. Assim, Bunsen e Kirchhoff empreitaram-se numa jornada laboriosa de tentar descobrir gases na Terra com espectros parecidos com partes do espectro do Sol. Kirchhoff-Bunsen.jpg. Disponível em: < Bunsen.jpg> Acesso em: 13/06/05 bunsen_working.jpg. Disponível em: < Acesso em: 13/06/05 kirchhoff_spectroscope1.jpg. Disponível em: < Acesso em: 13/06/05

27 Espectro Contínuo com linhas de absorção
Leis de Kirchhoff Nuvem de Gás Fonte de Espectro Contínuo Espectro Contínuo com linhas de absorção Espectro Contínuo Linhas de Emissão

28 Leis de Kirchhoff Assim, acabamos de compreender três leis bastante conhecidas pelos astrônomos. As leis de Kirchhoff. 1) Um corpo opaco quente (sólido, líquido ou gasoso), emite um espectro contínuo. 2) Um gás transparente produz um espectro de linhas brilhantes (de emissão). O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás. 3) 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 destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.

29 Mas, afinal, dá para saber quais átomos existem lá no Sol ?

30 Composição Química A primeira característica do Sol que iremos medir é sua composição química, ou seja, do que o Sol é feito, quais seus menores constituintes. Já sabemos que as estrelas, assim como tudo que medimos e conhecemos, é composta por átomos. Como saber quais átomos existem em uma certa estrela? Já podemos ter uma idéia que é através do espectro. Mas como? Além disso, teremos dois problemas, descobrir a presença de um elemento, e descobrir sua quantidade na estrela. fluorescente.gif Disponível em: <

31 Dá para saber quais átomos existem lá no Sol através do seu espectro
Dois problemas: descobrir a presença de um elemento, e medir sua quantidade Presença: descobrindo uma ou várias linhas de absorção ou emissão I  Hidrogênio: linhas características

32 Mas dá para saber a quantidade?
quanto mais intensa e mais escura a linha de absorção, maior a quantidade I 

33 Composição Química Aquelas linhas de absorção ou emissão que estudamos são características de cada elemento, ou seja, cada um daqueles elementos químicos que observamos na tabela periódica possui linhas de absorção (e emissão) diferentes entre si, o que representa que, para cada átomo, os elétrons irão ficar em um estado que não ficaram para outro. Assim, podemos dizer que as linhas de absorção ou emissão são as impressões digitais de cada átomo. Presença: assim, para saber se certo elemento existe ou não na estrela, basta verificar se no espectro dela, existem as linhas de absorção ou emissão características daquele elemento. Quantidade: quanto maior o número de átomos de um certo elemento, maior será a quantidade de fótons daquela cor que eles irão absorver, ou emitir. Assim, a intensidade (a corrente) será maior para a emissão quanto maior o número de átomos, e será menor para a absorção, quanto maior o número de átomos que podem absorver fótons daquela cor. fingerprint.jpg Disponível em: <

34 A abundância dos elementos no Sol
81,76 % Hidrogênio 18,17 % Hélio 0,07 % de outros átomos Resultado inesperado, uma vez que na Terra tem só 0,14 % de Hidrogênio

35 A abundância dos elementos no Sol
Comentário: Foi possível, dessa maneira, descobrir quais elementos eram mais abundantes no Sol. Quais são as consequências dessa descoberta?

36 Os elementos que sofrem as reações nucleares
O número de elementos que poderia estar sofrendo reações nucleares foi reduzido drasticamente. + Prótons Hélio Pósitrons Neutrinos LUZ

37 Os elementos que sofrem as reações nucleares
Comentário: Descobrimos, assim, quais elementos estão sofrendo resações nucleares.

38 Quais as condições necessárias para ocorrer reações nucleares?
Tem Hidrogênio na Terra, mas ele não está fundindo. Bomba de Hidrogênio (década de 1950) Temperatura deve ser muito alta

39 Quais as condições necessárias para ocorrer reações nucleares?
Comentário: Em quais condições podem ocorrer reações nucleares? Se soubermos isso podemos ter uma idéia melhor do interior do Sol. Sabemos que a Temperatura deve ser muito alta. Por exemplo, para detonar a bomba de Hidrogênio são necessárias algumas bombas nucleares explodirem ao seu redor (sim, era assim que era feita a ignição das bombas H). h-bomb.jpg. Disponível em: < h-bomb.jpg> Acesso em: 08/06/05

40 Tudo o que podemos ver do Sol é sua superfície
Como medir a temperatura da superfície do Sol ? T

41 Tudo o que podemos ver do Sol é sua superfície
Comentário: E qual a temperatura do Sol? Do Sol só vemos a superfície, mas como saber sua temperatura? Pensemos em um experimento simples. Se colocarmos um ferro de passar em um quarto escuro, e tirarmos uma foto dele sem o flash, o filme da câmera será sensibilizado… Mas como é possível se o quarto está escuro? Na verdade o calor do ferro pode ser percebido através de um tipo de luz que não é visível aos olhos humanos: o infravermelho. O corpo humano, que é quente, também emite esse tipo de radiação. Se fosse possível ir aquecendo o ferro, ele começaria a emitir luz visível, passando pelo vermelho, depois pelo amarelo, branco e azul. Assim, cada temperatura está relacionada com uma cor. g_ferro_passar_bd1110_seco_a.jpg. Disponível em: < eco_a.jpg> Acesso em: 13/06/05 f501b.jpg. Disponível em: < Acesso em: 13/06/05

42 A temperatura na superfície solar
 Temperatura Superficial do Sol é ºC Com essa temperatura é impossível fundir hidrogênio

43 A temperatura na superfície solar
Comentário: Com isso, sabendo que a cor da superfície solar é amarela, podemos descobrir sua temperatura. Em suma, para cada temperatura, mais fótons de determinada cor conseguem ser emitidos, como pode ser visto no gráfico. A temperatura da superfície solar é de ºC, e com essa temperatura, o hidrogênio não pode ser fundido; assim, concluímos que não existem reações nucleares na superfície do Sol, e ele deve possuir camadas mais interiores onde essas reações podem acontecer.

44 A temperatura do interior do Sol
A temperatura da superfície é constante, apesar da energia que sai. Logo, o interior deve ser mais quente. T = ? T = Const. A temperatura da superfície já é bastante quente para vaporizar qualquer substância que conhecemos aqui na Terra, logo o Sol deve ser uma imensa bola de gás.

45 A temperatura do interior do Sol
Comentário: E dá para saber se realmente o interior é mais quente? Sim, pensando que a camada superficial está sempre perdendo energia em forma de luz que observamos, mas sempre mantém a mesma temperatura, podemos perceber que deve haver algo no interior do Sol que emana calor… E se o interior é mais quente que a superfície, e já na superfície, a matéria só pode existir na forma de gás, devemos imaginar o Sol como uma imensa bola de gás. earth-age.jpg. Disponível em: < Acesso em: 08/06/05

46 Se é gás, por que não colapsa?
Partícula Expansão térmica Vai... Contração gravitacional Vem... Ar frio Chama acesa

47 Se é gás, por que não colapsa?
Comentário: Se é gás, portanto matéria, por que a gravidade que está atraindo tudo em direção a um centro comum não faz com que o Sol colapse? Em suma, é porque existe uma expansão térmica que contrabalancea tal força da gravidade.

48 O que está acontecendo no interior do Sol ?
Equilíbrio de forças ! Arthur S. Eddington (1882 – 1944) Levando em consideração a massa do Sol (gravidade), calcula a temperatura necessária para contrabalançar a força da gravidade em cada profundidade. Temperatura no centro: ºC

49 O que está acontecendo no interior do Sol ?
Comentário: Com tal pensamento em mente, Arthur Eddington consegue calcular a temperatura nas camadas do interior do Sol, e conclui que no interior a temperatura deveria ser de ºC einstein-eddington.jpg. Disponível em: < Acesso em: 13/06/05

50 E se não houvesse o equilíbrio entre essas forças?

51 E se não houvesse o equilíbrio entre essas forças?
Comentário: Se não existisse o equilíbrio entre as forças o Sol morreria, de uma maneira parecida com a que essa estrela morreu. hubble-m57.jpg. Disponível em: < Acesso em: 13/06/05

52 Quando o Sol nasceu e quando vai morrer...
Nasceu há 4,5 bilhões de anos vai morrer daqui 4,5 bilhões de anos

53 Quando o Sol nasceu e quando vai morrer...
Comentário: E tendo em mente quanl a abundância dos elementos, podemos também ter idéia de quando o Sol nasceu e de quando ele vai morrer.

54 Qual a importância de estudar o Sol ?

55 Qual a importância de estudar o Sol
Comentário: Vale ressaltar que estudar o Sol é necessário, uma vez que é dele que sai a energia elétrica que utilizamos todos os dias, a fotossíntese que realizam as plantas...

56 Salvador Dalí

57 Salvador Dali Comentário: Além da inspiação que o Sol pode gerar...
fotodalicmito.jpg. Disponível em: < Acesso em: 11/06/05

58 Final da Apresentação FIM

59 Dúvidas ? O Sol e as estrelas são feitos de átomos
É uma imensa esfera de gás em equilíbrio entre as forças gravitacional e térmica Luz é produzida em reações nucleares no centro do Sol Ela vai sendo absorvida e reemitida nas diversas camadas mais externas A camada que vemos é a mais externa, responsável pelas linhas de emissão e absorção (Leis de Kirchhoff) O Sol é feito basicamente de Hidrogênio e Hélio Temperatura superficial: ºC No núcleo: ºC Nasceu há 4,5 bilhões de anos, e viverá mais 4,5 bilhões O Sol é o responsável por manter a vida na Terra.

60 Referências e Bibliografia
Livros: E a luz se fez - Rudolf Thiel GILBERT,A.(1982): Origens históricas da física moderna, Fund. Calouste Gulbenkian, Lisboa O Universo - Isaac Asimov Internet: Agradecimentos Ao Prof. Wilton S. Dias pelos livros emprestados