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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 Anderlini de Oliveira Data da Apresentação: 13/11/2004 Número de Espectadores no Audiório: 30 Nome do Apresentador: Adalberto Anderlini de Oliveira Resumo/ABSTRACT: A idéia desta palestra é, de uma forma resumida e, dentro do possível, mais superficial, levar às pessoas o conhecimento de como os astrônomos fazem as medidas de importantes propriedades estelares, tais como: temperatura, campo magnético, distância até nós, velocidade, entre outras. Tudo isso, para mostrar aos interessados em astronomia, uma visão geral de como essas medidas são feitas, uma vez que, nas inúmeras palestras da Sessão Astronomia, utilizamos tais dados e medidas, às vezes sem dizer como elas são realizadas. 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 Introdução Como fazer uma medida? A idéia é que devemos em primeiro lugar, e isso é óbvio, interagir com o objeto de estudo. Ou seja, devemos captar o algo a ser medido com um dos nossos sentidos. Assim, devemos nos perguntar o óbvio ululante: Com o que estamos interagindo? O que sai do objeto e chega até nós? Então, se estivermos medindo o tamanho do objeto, iremos usar a visão. Se estivermos medindo o quão grave é o som emanado pelo objeto, estaremos usando a audição, e assim por diante. Entretanto, não é só isso, para saber o quão grave é o som, devemos compará-lo com outro som, para saber o quão grande é certo objeto, devemos compará-lo com outro objeto… Desse modo, além de interagir com o objeto, devemos ter uma comparação, ou um padrão.

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 Introdução E em uma estrela? De onde sairão as medidas? Bem, devemos ver como interagimos com a estrela. Ou seja: O que sai da estrela e chega até nós? A observação mostrou aos astrofísicos, com o passar dos anos, que, além da radiação eletromagnética (luz) que sai da estrela e chega até nós, alguns átomos (os menores pedaços que caracterizam uma matéria) e algumas partículas elementares (elétrons, neutrinos, e outros pequenos pedacinhos daquele átomo) também saem das estrelas e conseguem chegar até a Terra. Entretanto, desses três elementos que viajam das estrelas até nós, o que chega em quantidade mais apreciável, possibilitando um estudo mais aprofundado das estrelas é a luz. Assim, todas as medidas que faremos das estrelas, sairão da luz que elas emanam.

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

14 Histórico E quando começaram tais medidas? Essas medidas não começaram a ser realizadas antes que os astrônomos conseguissem demonstrar algumas verdades. A primeira, é a existência de profundidade no céu, ou seja, as estrelas não estão todas fixas em uma Esfera Celeste, todas à mesma distância de nós. E essa verdade é essencial para podermos realizar todas as outras medidas além da distância. Pois, como veremos, as medidas estão intrinsicamente relacionadas. Outra verdade, é o fato de a Terra não ser o centro do Universo. Afinal, é muito difícil compreender o que se está passando no céu, se o modelo adotado for o errado. As observações tornam-se muito difíceis de serem explicadas. Mas não podemos negar que foi a excelente idéia de Galileu Galilei de apontar o telescópio para o céu, que revolucionou a astronomia, permitindo o nascimento das medidas mais precisas. Não opodemos negar também, a genialidade de seres humanos extremamente avançados em relação ao seu tempo, que já tentavam (e por vezes conseguiam com grande eficiência) medir a distância até o Sol, o seu raio,…)

15 Isaac Newton ( ) Qual a natureza da luz?

16 Histórico E não poderíamos deixar de mencionar o pai de uma das técnicas mais utilizadas para estudar as estrelas, a espectroscopia. Além disso, nesse ano de 2004, faz 300 anos do lançamento de seu livro Opticks. Isaac Newton, foi um dos primeiros a estudar a luz com um prisma. Ele, em um quarto escuro, fazia um furo em uma cortina na janela, pelo qual a luz do Sol podia passar. E então, Newton, colocava um prisma na direção daquele feixe de luz e percebia que o feixe de luz branca, proveniente do Sol, se dividia nas cores do arco-íris. Intrigado, ele colocava um outro prisma frente aos raios divididos, e percebia que eles se uniam para formar novamente a luz branca. Além disso, se em frente de uma das cores do arco-íris, ele colocasse outro prisma, menor, essa cor não mais se dividia, apenas desviando-se do seu percurso. Newton começou, então, a indagar-se qual a natureza da luz. Ou seja, ele estava tentando descobrir do que a luz era feita. 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

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

18 Histórico 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

19 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

20 Histórico Além de Newton e Huygens, William Herschel também possuía a curiosidade para com a luz. E, certa vez, enquanto estudava a variação de temperatura para cada uma das cores que um prisma era capaz de produzir ao ser colocado no caminho da luz do Sol, ele percebeu que, além do vermelho, a temperatura em seu termômetro ainda subia; ou seja, existia ali alguma radiação invisível aos olhos. Hoje sabemos que são muitas as radiações que não conseguimos enxergar. Mas estamos em contato com elas todos os dias, são elas: o espectro visível (cores do arco íris), ultravioleta (bastante comentados no verão), Raios-X (utilizados em hospitais) e raios-gama (reações nucleares), além do infravermelho (radiação que nosso próprio corpo emite), microondas (sim, aquele do forno), e ondas de rádio.

21 Histórico Nesse momento, vamos analisar a luz como onda. Imagine-se segurando o varal de sua casa. Se você agitá-lo com a velocidade necessária, você perceberá que ele pode formar alguns padrões. Dentro de cada padrão, o tamanho da onda que, depois da qual ela volta a se repetir, é o que se chama mnemonicamente de comprimento de onda. Assim, dizemos que o comprimento de onda do vermelho é maior do que o comprimento do azul; ou seja, a velocidade com a qual você agitou seu varal foi maior para o azul do que para o vermelho. Assim, podemos comparar o tamanho da onda para cada radiação que descrevemos acima. herschel.gif Disponível em: coolcosmos.ipac.caltech.edu/.../ discovery.html espectro.bitmap Disponível em: EM_Spectrum3-new.jpg Disponível em:

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

23 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 (aquelas partículas imaginadas por Newton) 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.

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

25 Espectrômetro 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 galileu.jpg Disponível em:

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

27 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 vinda ali parou em átomos na superfície da estrela.

28 pn pn linhas de emissão

29 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.

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

31 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.

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33 COMEÇANDO AS MEDIDAS Agora que já temos uma base vamos iniciar a analisar nosso único instrumento para as medidas: a luz, o espectro eletromagnético.

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35 Composição Química A primeira característica estelar que iremos medir é sua composição química, ou seja, do que a estrela é feita, 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? Da última parte da introdução, 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:

36 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

37 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

38 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:

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

40 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 calculamos a temperatura pela Lei de Wien

41 Temperatura Como medir a temperatura? No que a temperatura irá influenciar lá onde a luz está se originando? O que uma temperatura diferente da outra fará de diferente com cada partícula da estrela? Sabemos que a temperatura é a medida de agitação, ou seja, quanto maior a temperatura, maior será a velocidade com que as partículas elementares estão se agitando. Voltemos ao nosso exemplo do varal. Quanto maior a velocidade com que você agita o varal, menor será o comprimento de onda que você terá no seu varal. Em suma, quanto maior a agitação (energia, temperatura), menor o comprimento de onda da luz emitida. Assim, olhando para o comprimento de onda da estrela (cor), podemos deduzir em que temperatura ela está. Contrariando o que algumas pessoas pensam, verificamos que maiores comprimentos de onda (por exemplo vermelho) são mais frios que menores comprimentos de onda (por exemplo azul). E de fato é isso que verificamos na chama do fogão de casa: a chama vermelha é, na verdade, mais fria que a chama azul; e é por essa mesma razão que, ao aquecer um ferro, ele enquanto mais frio fica vermelho, depois fica amarelo, esbranquiçado, e azul quando mais quente.

42 Temperatura Tal relação entre temperatura e cor pode ser enunciada pela Lei de Wien. Essa lei pode ser verificada com experimentos aqui na Terra, fortalecendo a veracidade de tais medidas. Como havia dito, o espectro que estudamos é o originado em camadas mais superficiais da estrela. Isso pode ser confirmado, pois, as temperaturas que encontramos com a Lei de Wien estão em torno de ºC, e a temperatura no interior da estrela que torna possível a fusão de hidrogênio em Hélio é de cerca de um milhão de graus Celsius. t10000.jpg Disponível em: t5000.jpg Disponível em:

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

44 Campo Magnético E para medir o campo magnético? Em primeiro lugar, devemos dizer que estamos falando de um campo magnético tal qual este que existe na Terra, e que orienta as bússolas. E será que esse campo magnético influencia no espectro que vem da estrela? Bem, em primeiro lugar, devemos lembrar que o espectro surge dos elétrons em movimento na estrela. Devemos, então, verificar se o campo magnético influencia no movimento de elétrons. Mas lembremos que uma grande parte dos utensílios domésticos funcionam exatamente baseado em forças que surgem em elétrons quando esses estão sob o efeito de imãs. Logo, é de se esperar que o campo magnético da estrela, de alguma maneira, influencie as cargas que originam o espectro. 28_03_Earth_magnetic_field.jpg Disponível em: 28_46_Linear_motor.jpg Disponível em:

45 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

46 Campo Magnético Na verdade, o efeito que governa essa medida é um efeito quântico, e, para uma melhor compreensão, recomenda-se um livro especializado em quântica. Mas, em suma, já percebemos que o campo influência as cargas, e que isso se reflete no espectro que observamos. Resta saber de que maneira isso se reflete. O que acontece, é que, na presença de um campo magnético, aquelas linhas de absorção e de emissão se dividem em duas ou mais linhas, e quanto maior o campo magnético, maior será a separação entre as linhas. Tal efeito é denominado Efeito Zeeman

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

48 Velocidade Quando olhamos para um carro em movimento, podemos dividir sua velocidade em duas partes: 1) Velocidade radial: é a velocidade do carro devido ao seu movimento ao longo da nossa linha de visão, ou seja, ou ele está se aproximando, ou se afastando de nós. 2) Velocidade tangencial: é a velocidade do carro devido ao seu movimento perpendicular à nossa linha de visão; ou seja, quando vemos um carro cruzar uma rua perpendicular á rua que estamos, ele pode estar indo para a direita, ou para a esquerda.

49 observador estacionário Efeito Doppler normal

50 Velocidade Radial Vamos primeiro falar da velocidade radial, deixando a tangencial para o final da apresentação (nos casos especiais). A velocidade radial provoca um efeito rotineiro quando se trata de ondas sonoras. Basta lembrar de quando ouvimos um carro se aproximando e depois se afastando da nossa direção, emitindo, no início um som cada vez mais grave, e, no final, cada vez mais agudo. Esse efeito é conhecido como efeito Doppler, e também ocorre para as ondas luminosas. No caso da luz se afastando do observador, esse tem a impressão de que as ondas luminosas ficaram com um comprimento de onda mais curto, e assim, o espectro possuirá as linhas de absorção e de emissão transladadas para o azul. Já no caso da estrela se afastando do observador, esse tem a impressão de que as ondas luminosas têm seus comprimentos de onda maiores, ou seja, no espectro da estrela, as linhas de absorção e emissão serão transladadas para o vermelho. Terra.jpg Disponível em: doppler.jpg Disponível em:

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

52 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.

53 Rotação O mesmo Efeito Doppler pode ser utilizado para estudar a rotação de uma estrela. Se a estrela estiver rotacionando, a extremidade que se afasta do observador terão suas linhas transladadas para o vermelho; enquanto que, na extremidade que se aproxima, as linhas serão transladadas para o azul. Mas, é óbvio que as estrelas não possuem uma área suficiente para que possamos ora mirar na extremidade que se afasta e ora mirar na que se aproxima. Assim, o que vemos é o seguinte: se a estrela não rotaciona, suas linhas de absorção e emissão serão muito bem definidas. Entretanto, se ela rotaciona, suas linhas parecerão alargadas. É bom notar que, apesar de nas representações utilizadas na palestra para a rotação e para a quantidade de certo elemento químico serem as mesmas; na rotação a linha se alarga, ou seja, temos uma alteração na frequência, ao passo que na quantidade de um elemento químico, o que se altera é a intensidade, ou seja, a profundidade da depressão, ou a altura do pico.

54 O que faz sair mais água? Potência Área

55 Fluxo E o fluxo de uma estrela? Primeiro, vamos fazer uma analogia com o fluxo em uma torneira: Quando o fluxo em uma torneira fica maior? Podemos ter duas situações: a primeira situação é se uma torneira tiver a boca (área) maior do que a outra. Assim, a torneira com maior boca (área) terá um maior fluxo que a que possuir menor boca. A outra situação é quando a caixa d´água de uma é maior do que a de outra. Assim, aquela que possuir maior caixa d´água (potência) terá maior fluxo. Desse modo, as duas coisas devem ser levadas em consideração.

56 Fotômetro d A P Lei de Stefan-Boltzmann

57 Fluxo Em uma estrela, não estaremos falando em fluxo de água, mas sim de fótons. Assim, analogamente ao caso da torneira, quanto maior a potência (luminosidade) da estrela, maior o fluxo, e quanto maior a área (quanto mais distante da estrela ficamos), menor o fluxo por unidade de área. De onde podemos escrever a seguinte fórmula: F = P / A, ou seja, o fluxo é diretamente proporcional à Potência e inversamente proporcional à Área. Um outro fato importante, e que pode ser verificado em laboratório, é a Lei de Stefan-Boltzmann, que diz que o fluxo é proporcional à Temperatura, o que já era de se esperar, uma vez que imaginamos um aumento da luminosidade com o aumento da temperatura.

58 e

59 Raio E para medir o raio da estrela? Em primeiro lugar, vale lembrar que estrelas não possuem pontas como a maioria das pessoas imagina. Na verdade essas pontas são resultado da atmosfera terrestre e de ranhuras que possuímos na íris do nosso olho. Assim, é possível medir raios em estrelas pois elas possuem sim o formato esférico. Mas a medida de raio é normalmente feita por método indireto, utilizando a definição de fluxo com relação à potência e à área, e a Lei de Stefan-Boltzmann. Muitas outras medidas são feitas de maneiras indiretas, mas no momento as fórmulas ficariam por demasia cansativas, e recomenda-se um livro de astrofísica para aqueles que possuem maior curiosidade quanto à esse tipo de medida.

60 Qual poste brilha mais?

61 Magnitude A magnitude pode ser entendida como o brilho da estrela. Para tanto, antes vamos analisar o brilho dos postes em uma cidade. Qual poste você acha que brilha mais? E comparado com a luz do apartamento, qual brilha mais? Se você pensou que o poste da frente brilha mais, faltou-lhe levar em consideração a distância que o poste está de você. Imagine que os dois estivessem a mesma distância, agora, qual você acha que brilha mais? saraiva-03.jpg Disponível em: re/amateur.html

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

63 Magnitude aparente A magnitude aparente é essa que observamos no céu todas as noites. E a classificação das estrelas de acordo com seu brilho não é algo recente. Hiparcos, em II a.C., já possuía um grande interesse pela classificação das estrelas, e classificou-as de acordo com o brilho que elas representavam para seus olhos. À mais brilhante, ele cogitou o número um, à menos brilhante, o número seis. E dentre esses dois números, as outras categorias. Qual não é nossa surpresa se, ao fizermos o gráfico da magnitude pelo fluxo, nos depararmos com o gráfico num formato logarítmico; ou seja, se o brilho de uma estrela for o dobro da outra, nosso olho não vai achar que ela brilha duas vezes mais, mas sim, vai parecer que o brilho alterou em uma escala logarítmica.

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

66 Magnitude Absoluta Mas se quisermos realmente comparar estrelas diferentes, tal qual fizemos com o poste, devemos imaginá-las à mesma distância, e só então comparar o brilho entre elas. Essa distância tomada como padrâo é 32,6 Anos-luz. E a mgnitude, então, passa a ser chamada de magnitude absoluta.

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

68 Diagrama H-R Se já sabemos medir a potência e a temperatura de uma estrela, podemos fazer um último gráfico, que é de extrema importância para os astrônomos. Colocando a luminosidade (potência) no eixo y, e a temperatura (decrescente) no eixo x, teremos o famoso diagrama H-R. Através desse gráfico, podemos analisar a evolução estelar, e deduzir, indiretamente, muitas das medidas que estudamos até agora. hrd.gif Disponível em:

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

70 Através do diagrama H-R, podemos deduzir a idade de um aglomerado aberto de estrelas, por exemplo. Isso porquê os aglomerados abertos são formados de estrelas que nasceram todas juntas, mas que estão em estágio de evolução diferente, uma vez que cada estrela, ao se formar fica com uma quantidade diferente de massa da nebulosa. E, uma vez que as estrelas mais massivas vivem mais violentamente, elas viverão menos. Assim, ao nascer, o aglomerado possui todas as estrelas na sequencia principal do diagrama H-R. Entretanto, com o passar dos anos, as estrelas mais massivas evoluem mais rapidamente, saindo da sequência principal. E com o passar dos anmos as estrelas pouco menos massivas que as primeiras também começam a se retirar da sequência principal. E assim por diante. Assim, através de teorias de evolução estelar, podemos verificar qual a idade do aglomerado, através do ponto onde as estrelas escapam da sequência principal. Idade

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72 Estrelas Próximas

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

74 Os casos especiais são importantes pois podemos comparar os resultados obtidos com esses casos, com os resultados obtidos com as medidas indiretas, verificando a validade das teorias aplicadas nas medidas indiretas. No caso da distância, se uma estrela for próxima, ela parecerá dançar sob o pano de fundo das estrelas mais distantes, tal qual nosso dedo pula de um lado para o outro quando o deixamos frente ao rosto e abrimos ora o olho direito, ora o olho esquerdo. Assim, se fizermos as anotações da posição da estrela no céu em janeiro, e repetirmos as medidas em julho, para as estrelas próximas verificaremos que ela dançou no céu. A medida, então, passa a ser igual à medida da largura de um rio sem que possamos atravessá-lo. Primeiro, procuramos um ponto de referência na mesma margem em que estamos, depois, verificamos que podemos desenhar triângulos semelhantes, um menor, e outro que nos liga à outra margem. Se os triângulos são semelhantes, podemos então comparar os seus lados e, assim, descobrir a largura do rio. Distância

75 mparalaxe.mpg

76 Da mesma maneira podemos proceder com uma estrela próxima, e com uma matemática simples, calculamos sua distância Distância

77 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)

78 A velocidade tangencial é medida para estrelas cujo deslocamento transversal é mensurável com o passar dos anos. Assim, é de se esperar que sejam poucas as estrelas cuja velocidade tangencial seja medida. Além do mais, deve-se tomar o cuidado de separar a movimentação devida à paralaxe e a movimentação devida ao deslocamento real longitudinal da estrela. Em suma, deve-se verificar o quanto o desenho formado pela paralaxe da estrela caminha como um todo para o lado. Velocidade Tangencial

79 Par óptico Sistema binário Gravitacionalmente unidas

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

81 Para saber a massa de uma estrela devemos verificar se ela possui um par com a qual está ligada gravitacionalmente. Para tanto, deve-se ter o extremo cuidado de perceber se a estrela forma um par óptico, ou seja, parecem próximas, mas uma está mais ao fundo do que a outra; ou se elas formam um sistema binário. Se elas formarem um sistema binário, pode-se utilizar as leis de Kepler para deduzir as suas massas. Massa

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83 Hidrogênio Hélio Oxigênio Carbono Nitrogênio Neônio

84 Conclusões Resta-nos saber se é fácil fazer essas medidas. E na verdade digo que é um tanto difícil, uma vez que todas as informações que devemos desvendar chegam de uma vez; ou seja, todas as informações que chegam do espectro, não vêem separadas, mas, sim, misturadas, dificultando o estudo. Só para dar uma dica, por exemplo, a diferenciação entre elementos químicos diferentes mesclados em um mesmo espectro é feita através da observação de dubletos ou tripletos (linhas de absorção ou emissão muito próximas) características de cada material. E assim por diante, o estudo do espectro não é nada fácil sunx.jpg Disponível em:

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


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