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A bertura do Setor de Astronomia - CDCC Observatório do CDCC - USP/SC.

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Apresentação em tema: "A bertura do Setor de Astronomia - CDCC Observatório do CDCC - USP/SC."— Transcrição da apresentação:

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2 A bertura do Setor de Astronomia - CDCC Observatório do CDCC - USP/SC

3 Setor de Astronomia - CDCC 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 Tel: 0-xx (Observatório) Tel: 0-xx (CDCC) Localização: Latitude: 22° 00' 39,5"S Longitude: 47° 53' 47,5"W

4 Sessão Astronomia

5 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 Apresentação fora do Padrão: 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.

6 Medindo Estrelas Por Adalberto Anderlini de Oliveira

7 Título : Medindo Estrelas Nome do Autor : Adalberto Andrelini de Oliveira Data da Apresentação: 13/11/2004 Número de Espectadores no Audiório: 30 Nome do Apresentador: Adalberto Andrelini de Oliveira Resumo/ABSTRACT: Medindo Estrelas

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9 Como medir algo? O que chega até nós? 5 sentidos: visão visão audição audição tato tato olfato olfato paladar paladar Comparação (padrão)

10 Resumo

11 E em uma estrela? De onde sairão as medidas? O que sai da estrela e chega até nós? partículas elementares partículas elementaresátomos radiação eletromagnética

12 Resumo

13 Galileu Galilei 1609 Era pré-telescópio Era pós-telescópio

14 Resumo

15 Isaac Newton ( ) Qual a natureza da luz?

16 Isaac Newton ( ) Christian Huygens ( ) EMPATE luz tem comportamento dual

17 Resumo Newton_prism.jpg Disponível em: homepage.smc.edu/.../ astro4007b/lect3.html Newton.gif Disponível em: sp/images/newton.html newtonx.jpg. Disponível em:. Acesso em: 14. maio huygens.jpg. Disponível em:. Acesso em: 3. novembro

18 William Herschel ( ) Descobre o Infravermelho < BAIXA FREQÜÊNCIAESPECTRO DE ENERGIAS ALTA FREQÜÊNCIA > RADIO MICROONDASINFRAVERM. LUZ VISÍVEL ULTRAVIOL.RAIOS-X GAMA CÓSMICA Radiação Ionizante Potencialmente perigosa ou benéfica Penetra a atmosfera? Comprimento de onda ( ) - em metros Microond. Infraverm. Visível Ultraviol. Raios-X Raio Gama Do tamanho de... prédios humanos abelha protozoários agulha moléculas núcleo atomico átomos freqüência - em Hertz Temperatura - em Celsius O ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO 10 Milhões ºC ºC - 173ºC - 272ºC

19 Resumo herschel.gif Disponível em: coolcosmos.ipac.caltech.edu/.../ discovery.html espectro.bitmap Disponível em: EM_Spectrum3-new.jpg Disponível em:

20 Galileu Galilei ( ) Aparelho calibrado: padronizar fotômetro Corrente (I)= quantidade tempo

21 Espectrômetro prisma colimador espelho fotômetro telescópio lente divergente I contínuo linha de absorção azul (nm) vermelho intensidade

22 Resumo Abline.jpg Disponível em: Chap_08/Sec8_3.html galileu.jpg Disponível em:

23 pn pn Não! E não! Esse sim! linhas de absorção elétron com maior energia, mas natureza prefere menor energia

24 Resumo: 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.

25 pn pn linhas de emissão

26 Resumo: 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 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 ambém menor que, somada a anterior, resulta na freqüência da luz qua havia sido absorvida pelo elétron). Assim, teremos falhas

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

28 Resumo

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31 Através do espectro Dois problemas: descobrir a presença de um elemento, e medir sua quantidade Presença: descobrindo uma ou várias linhas de absorção ou emissão Hidrogênio: linhas características

32 Quantidade: quanto mais intensa e mais escura a linha de absorção, maior a quantidade quanto mais intensa e mais clara a linha de emissão, maior a quantidade

33 Resumo fingerprint.jpg Disponível em: fluorescente.gif Disponível em:

34 Carga acelerada irradia com certa energia (certo ) 37,5 º Superficial Quanto maior a temperatura, maior a velocidade Lei de Wien

35 Estudando o espectro da estrela, podemos descobrir qual cor é mais fortemente irradiada máx. fluxo x T = 0,290 cm.K  calculamos a temperatura pela Lei de Wien

36 Resumo kirc.gif Disponível em: fluorescente.gif Disponível em:

37 Núcleo: cargas em movimento geram campo magnético NS Campo magnético põe as cargas em movimento Motor:Ventilador Cortador Grama

38 Na presença de um campo magnético, as linhas de absorção e de emissão são divididas em duas ou mais linhas próximas – Efeito Zeeman Quanto maior o campo, maior a separação

39 Resumo 28_03_Earth_magnetic_field.jpg Disponível em: kirc.gif Disponível em: fluorescente.gif Disponível em:

40 velocidade radial velocidade tangencial movimento ao longo da linha de visão movimento perpendicular à linha de visão

41 observador estacionário Efeito Doppler normal

42 Resumo Terra.jpg Disponível em: doppler.jpg Disponível em:

43 A B extremo A se aproxima do observador (blueshift) extremo B se afasta do observador (redshift)

44 Considere uma linha de absorção sendo formada em todos os pontos da atmosfera estelar. Se a estrela não estiver rotacionando, não ocorrerão os desvios, e a linha será bem estreita. Se a estrela estiver rotacionando, ocorrerão os desvios, e a linha será alargada.

45 Resumo kirc.gif Disponível em: fluorescente.gif Disponível em:

46 O que faz sair mais água? Potência Área

47 Fotômetro d A P Lei de Stefan-Boltzmann

48 Resumo saraiva-03.jpg Disponível em: re/amateur.html

49 e

50 Qual poste brilha mais?

51 Brilho aparente das estrelas (Hiparcos, séc. II a.C.) magnitude Fluxo medido F m = C – 2,5 log F magnitude aparente

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53 d d d d d d d = 10 pc = 32,7 AL magnitude absoluta

54 Resumo saraiva-03.jpg Disponível em: re/amateur.html

55 Evolução Estelar Massa Não é essa a posição das estrelas no céu Não existe movimento nesse sentido

56 Resumo hrd.gif Disponível em:

57 Idade Zero Temperatura Luminosidade Aglomerado Aberto Modelo de Evolução 2 bilhões de anos 10 bilhões de anos

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60 Estrelas Próximas

61 Rio D E C A B d Distância até o outro lado do rio

62 mparalaxe.mpg

63 devemos saber a distância de estrela até nós e devemos medir a taxa de variação angular no céu (movimento próprio) d  (segundos de arco por ano)

64 Par óptico Sistema binário Gravitacionalmente unidas

65 Estrelas Duplas CM 3ª Lei de Kepler M 1 + M 2 = R 3 / t 2

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67 Hidrogênio Hélio Oxigênio Carbono Nitrogênio Neônio

68 Resumo sunx.jpg Disponível em:

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72 Referências e Bibliografia Relacionar as Referências sugeridas pelo autor(a) e empregar nos devidos casos a citação de bibliografia conforme a: Norma NBR 6023/2002, vide: referencia-bibliografica-ufrgs.htmreferencia-bibliografica-ufrgs.htm ou vide: modelosdereferencias-usp.pdfmodelosdereferencias-usp.pdf a serem aplicadas aos créditos das fontes consultadas e das imagens inseridas que não sejam de nossa autoria e que sejam devidamente relacionadas nos campos de comentários dos diapositivos de comentário.

73 Relação de animações e sua referências Animações: mparalaxe.mpg

74 Recomendações Obrigatórias (fonte arial 32) Comentário: (fonte arial 16) Referências Bibliográficas veja: referencia-bibliografica-ufrgs.htmreferencia-bibliografica-ufrgs.htm ou modelosdereferencias-usp.pdfmodelosdereferencias-usp.pdf Recomendações adicionais: Introduzir apenas uma animamação por diapositivo. Nunca escalonar uma imagem e sempre introduzí-la no tamanho desejado. Para isso use um editor de imagens. De preferência a imagens GIF ou JPEG (deverão ter fator de qualidade de 50%). A densidade 96 dpi deverá ser empregada para qualquer tipo de arquivo da imagem. 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 Trabalhar com o micro em resolução 800x600.

75 Recomendações Obrigatórias (fonte arial 32) Formato de Fontes de Texto Recomendadas: Fonte ARIAL Fonte VERDANA Fonte Garamond Todos os diapositivos deverão ser identificados com um título, no caso desse: “Recomendações Obrigatórias (fonte arial 32)”. O tamanho máximo da fonte deverá ser de 32 para visualização e para facilitar o emprego do endereçamento do “link” de texto associado aos Botões de Ação. Os campos de comentários deverão empregar fonte tamanho 16.

76 Recomendações Obrigatórias (fonte arial 32) Ao salvar o arquivo usar sempe a opção “ SAVE AS” ou “ SALVAR COMO” para evitar os incrementos de aumento no tamanho do arquivo ppt que o PowerPoint gera naturalmente! Observação: A introdução de diapositivos adicionais de comentários caso seja necessário é obrigatório verificar o endereçamento do “link” de texto associado aos Botões de Ação. As ANIMAÇÕES deverão ser em formato e extensão.avi e.mpg. Não usar animações em formato DIVX. Toda animação introduzida deverá ter o seu nome relacionado numa caixa texto no diapositivo correspondente. As ANIMAÇÕES deverão ser relacionadas após o diapositivo de Referências e Bibliografia

77 Propriedades do Documento


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