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Medidas Astronômicas Ruth Bruno
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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... Pintura: “Noite estrelada sobre o rio Ródano” de Vincent Van Gogh.
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Mas como o céu é visto pelos astrônomos?
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Observação a olho nu Uma das fotos feitas por Babak Tafreshi em sua viagem ao deserto do Saara, na África
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Telescópio ótico e infravermelho
Observatório Terrestre Observatório Soar, em Cerro Pachón, no Chile Telescópio ótico e infravermelho
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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
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(Visível-infravermelho)
Telescópios espaciais James Webb (infravermelho) Hubble (Visível-infravermelho)
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Como medir as distâncias dos astros no céu?
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UNIDADE ASTRONÔMICA 1 AU = km
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PARSEC • Parsec (pc): 206265 U.A.=3,26 a.l. • Kiloparsec =1.000 pc
• Megaparsec = pc
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ANO-LUZ Distância que a luz viaja em um ano: 365,25 dias/ano
x 24 horas/dia x 3600s/dia x km/s = 9,5x1012 km = 9.5x1015 m
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Distâncias de alguns objetos astronômicos
1,3 segundos-luz 8,3 minutos-luz 11 horas-luz 4,3 anos-luz 2,3 milhões de anos-luz 100 mil anos-luz
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Determinação de Distâncias:Paralaxe
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Paralaxe
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Paralaxe Geocêntrico
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Paralaxe Heliocêntrico
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Localização de um astro ao passar dos anos
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Medidas de Diâmetros Angulares de Objetos Celestes
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Medida do Raio da Terra
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Medida do Diâmetro do Sol
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Unidade Astronômica Medida da Unidade Astronômica usando a técnica de Paralaxe e o trânsito de Vênus 1 UA = 150 milhões de quilômetros
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Brilho de uma Estrela A lei do Inverso do Quadrado da distância e o brilho aparente de uma estrela
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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
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Relação entre Luminosidade, Raio e Temperatura
Onde é a constante de Stefan-Boltmann
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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)
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Magnitude Aparente Magnitude de um astro obtida através da observação, independentemente de seu fluxo radiante intrínseco. Exprime o brilho aparente.
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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.
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Classificação de Hipparchus
Objeto Magnitude 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 Escala atual: extensão da escala de Hipparchus – valores negativos correspondem a estrelas mais brilhantes
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Como sabemos qual a temperatura de uma estrela?
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O ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO
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ONDE ESTÃO AS ESTRELAS ? 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)
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LUZ VISÍVEL E RADIAÇÃO INFRAVERMELHA
Imagens de Andrômeda em luz visível e em infravermelho
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VISÃO EM ULTRAVIOLETA 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.
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ONDAS RÁDIO 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.
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As raias são reflexo na estrutura de sustentação do equipamento.
LUZ VISÍVEL E RAIOS X 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.
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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
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ESPECTRÓGRAFO
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ESPECTROS CONTÍNUO, DE EMISSÃO E DE ABSORÇÃO
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TIPOS DE ESPECTROS
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Temperatura Superficial (K)
A tabela abaixo mostra informações sobre as principais classes espectrais: Classe Espectral Cor da Estrela Temperatura Superficial (K) Exemplo O azul 30.000 Mintaka B branco-azulado 20.000 Rigel A branco 10.000 Sírius F branco-amarelado 7.000 Prócion G amarelo 6.000 Capella K alaranjado 4.000 Aldebarã M vermelho 3.000 Betelgeuse
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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 Tef 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
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LEI DE WIEN
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CURVA DO SOL
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RADIAÇÃO DE FUNDO
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EFEITO DOPPLER
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EFEITO DOPPLER DO SOM E DA LUZ
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REDSHIFT E BLUESHIFT
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DESLOCAMENTO DAS LINHAS ESPECTRAIS
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RECESSÃO E APROXIMAÇÃO
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Referências
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