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Medidas Astronômicas Ruth Bruno. Pintura: Noite estrelada sobre o rio Ródano de Vincent Van Gogh. A beleza de uma noite estrelada causa encantamento e.

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1 Medidas Astronômicas Ruth Bruno

2 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...

3 Mas como o céu é visto pelos astrônomos?

4 Uma das fotos feitas por Babak Tafreshi em sua viagem ao deserto do Saara, na África Observação a olho nu

5 Observatório Soar, em Cerro Pachón, no Chile Telescópio ótico e infravermelho Observatório Terrestre

6 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 metros nos Andes Chilenos

7 Hubble (Visível-infravermelho) James Webb ( infravermelho) Telescópios espaciais

8 Como medir as distâncias dos astros no céu?

9 UNIDADE ASTRONÔMICA 1 AU = km

10 PARSEC Parsec (pc): U.A.=3,26 a.l. Kiloparsec =1.000 pc Megaparsec = pc

11 ANO-LUZ Distância que a luz viaja em um ano: 365,25 dias/ano x 24 horas/dia x 3600s/dia x km/s = 9,5x10 12 km = 9.5x10 15 m

12 Distâncias de alguns objetos astronômicos 1,3 segundos-luz 8,3 minutos-luz 11 horas-luz 4,3 anos-luz 100 mil anos-luz 2,3 milhões de anos-luz

13 Determinação de Distâncias:Paralaxe

14 Paralaxe

15 Paralaxe Geocêntrico

16 Paralaxe Heliocêntrico

17 Localização de um astro ao passar dos anos

18 Medidas de Diâmetros Angulares de Objetos Celestes

19 Medida do Raio da Terra

20 Medida do Diâmetro do Sol

21 Unidade Astronômica Medida da Unidade Astronômica usando a técnica de Paralaxe e o trânsito de Vênus 1 UA = 150 milhões de quilômetros

22 Brilho de uma Estrela A lei do Inverso do Quadrado da distância e o brilho aparente de uma estrela

23 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) Medindo-se B, com um fotômetro, e sabendo-se d, encontra-se a luminosidade L da estrela

24 Relação entre Luminosidade, Raio e Temperatura Onde é a constante de Stefan-Boltmann

25 MAGNITUDE 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)

26 Magnitude Aparente Magnitude de um astro obtida através da observação, independentemente de seu fluxo radiante intrínseco. Exprime o brilho aparente.

27 Magnitude Absoluta Magnitude que teria uma estrela se fosse colocada a uma distância padrão de referência de 10 pc, o que exprimiria seu brilho absoluto.

28 Classificação de Hipparchus Escala atual: extensão da escala de Hipparchus – valores negativos correspondem a estrelas mais brilhantes ObjetoMagnitude 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

29 Como sabemos qual a temperatura de uma estrela?

30 O ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO

31 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 ESTRELAS ?

32 LUZ VISÍVEL E RADIAÇÃO INFRAVERMELHA Imagens de Andrômeda em luz visível e em infravermelho

33 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 ULTRAVIOLETA

34 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 RÁDIO

35 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 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 X

36 ESPECTROSCOPIA 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

37 ESPECTRÓGRAFO

38 ESPECTROS CONTÍNUO, DE EMISSÃO E DE ABSORÇÃO

39 TIPOS DE ESPECTROS

40 Classe EspectralCor da EstrelaTemperatura Superficial (K)Exemplo Oazul30.000Mintaka Bbranco-azulado20.000Rigel Abranco10.000Sírius Fbranco-amarelado7.000Prócion Gamarelo6.000Capella Kalaranjado4.000Aldebarã Mvermelho3.000Betelgeuse A tabela abaixo mostra informações sobre as principais classes espectrais:

41 Lei de Stefan-Boltzmann O fluxo (energia por unidade de área, por unidade de tempo) de um corpo negro é: Para uma estrela, temos: onde T ef 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

42 LEI DE WIEN

43 CURVA DO SOL

44 RADIAÇÃO DE FUNDO

45 EFEITO DOPPLER

46 EFEITO DOPPLER DO SOM E DA LUZ

47 REDSHIFT E BLUESHIFT

48 DESLOCAMENTO DAS LINHAS ESPECTRAIS

49 RECESSÃO E APROXIMAÇÃO

50 Referências


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