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Conceitos de Astrofísica Coordenadas celestes:: Localizando as estrelas no céu Magnitude, Fluxo e Luminosidade: Comparando o brilho das estrelas Espectroscopia:

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1 Conceitos de Astrofísica Coordenadas celestes:: Localizando as estrelas no céu Magnitude, Fluxo e Luminosidade: Comparando o brilho das estrelas Espectroscopia: Comparando a temperatura e a composição química das estrelas João Francisco C. Santos Jr. Grupo de Astrofísica V.3 DF-ICEx/UFMG

2 Sirius ( CMa) Onde fica? Coordenadas celestes Qual o seu brilho? Magnitude e luminosidade E sua temperatura superficial? Espectro e radiação de corpo-negro

3 Sirius Três Marias Betelgeuse

4 Coordenadas Equatoriais de Sirius : = 06h 45m 08.92s = -16° época

5 Magnitud e IIIIIIIVVVI Hipparchus (sec. II a.C.): 1000 estrelas classificadas em 6 grupos estrelas de magnitude I s ão 100 vezes mais brilhantes que as de magnitude VI

6 Escala de Magnitude (m) Estrelas com 1 < m < 6 m F ( fluxo=energia emitida por segundo e por unidade de área ) Definição precisa m 6 - m 1 = 5 F 1 /F 6 =100 Escala do olho humano log m 6 - m 1 = cte* log(F 1 /F 6 ) cte = 2.5

7 Magnitude Aparente Para duas estrelas A e B: m A - m B = 2.5 * log(F B /F A ) No visual, m V, V(Sol) = V(* HST) = 30 Quantas vezes Sirius é mais brilhante do que Betelgeuse ? V(Sirius) = -1.5, V(Betelgeuse) = 0.4 V sirius - V betel. = 2.5 * log(F betel. /F sirius ) F sirius = 5.75 F betel.

8 Escala de Temperatura (T) Corpo-negro e Temperatura Lei de Wien: pico emissão 1 / T Lei de Stefan: F T 4 [E/ t A]

9 F = L / (4 r 2 ) [F] = [E / ( t A)] Para r = R * L = 4 R * 2 T 4 Fluxo (F) e Luminosidade (L)

10 Distância (r) Paralaxe p(") r(pc) = 1 / p() Sirius : 2.7 pc animação

11 Magnitude Absoluta M m( 10 pc ) m - M = 2.5 * log (F M / F m ) Mas F m = L / 4 r 2 e F M = L / 4 (10) 2 Assim, m - M = 2.5 * log (r 2 / 10 2 ) = = 5 * log r - 5 Sirius: r = 2.7 pc, V= -1.5 M V = 1.3

12 Espectroscopia

13 Classificação das ondas eletromagnéticas: Raios gama Raios X UV Visível Infravermelho Microondas Rádio nm de a 10nm de 10 a 300nm de 400 a 800 nm de 1 a 10 3 m de 1 mm a 10 cm > 1cm

14 Espectro do Sol: Espectro Distribuição de energia com o comprimento de onda (ou freqüência)

15 Sirius Betelgeuse Espectros Estelares

16 Origem das linhas espectrais Modelo de Bohr (1915): elétrons em órbitas quantizadas de energias bem definidas Transições eletrônicas de um orbital para outro produzem as linhas espectrais

17 Energia de uma órbita do átomo de hidrogênio E=-(13,6 eV)/n 2 onde n= número da órbita. Quando um elétron passa de uma órbita (nível) de energia maior, n 1, para outra de energia menor, n 2, um fóton é emitido com energia: E fóton = E n 1 - E n 2 E fóton = h* = hc/ E a freqüência deste fóton é dada por:

18 Diagrama de níveis de energia

19 Espectro de absorção do H Absorção de fóton com energia correspondente à transição de um nível mais baixo para outro mais alto

20 Mecanismos de balanço de energia

21 Leis de Kirchhoff (1859) 1) Um gás muito comprimido, um sólido ou um líquido quente e opaco emite um espectro contínuo. 2) Um gás quente e transparente gera um espectro de linhas de emissão características da composição química do gás 3) Se radiação eletromagnética passa através de um gás relativamente frio, este gera um espectro de linhas de absorção características da composição química do gás.

22 Linhas características de diversos elementos

23 Tipos Espectrais O B A F G K M Sirius T=10000K

24 Tipos Espectrais O h! Be A Fine Girl, Kiss Me!

25 Espectro: representação gráfica x imagem Fluxo

26 Corpo negro x espectro solar

27 Conclusões magnitude, fluxo corpo negro modelo atômico Observações distâncias Luminosidade, Temperatura, Composição química espectro Teoria


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