LUZ E COSMOS DE ESTRELAS E ÁTOMOS

Apresentação em tema: "LUZ E COSMOS DE ESTRELAS E ÁTOMOS"— Transcrição da apresentação:

1 LUZ E COSMOS DE ESTRELAS E ÁTOMOS
Amâncio Friaça 2014

2 Auguste Comte, 1835. Cours de Philosophie Positive, 19éme leçon

3 Espectroscopia

4 Joseph Fraunhofer (1817) Durante um levantamento topográfico, ao calibrar as características ópticas das lentes do instrumento, observou linhas escuras superpostas à variação de cor contínua em todo o espectro do sol. Posteriormente, descobriu linhas escuras também no espectro de estrelas e notou que algumas das linhas das estrelas estavam ausentes no sol e vice-versa. (Isto indicava claramente que nem todas as linhas eram de origem terrestre.) Herschel considerou que as linhas de Fraunhofer poderiam tanto ser causadas pela absorção de gás frio na terra como na atmosfera do sol.

5 Uma Descoberta Totalmente Inesperada (1859)
Gustav Kirchhoff (left) and Robert Bunsen (Reproduced courtesy of the Library and Information Centre, The Royal Society of Chemistry.) Gustav Kirchhoff (esquerda) e Robert Bunsen

6 A causa das linhas de Fraunhofer: os elementos químicos!!!
Bunsen desenvolveu um poderoso queimador a gás (o “bico de Bunsen”) Kirchhoff fez “uma descoberta totalmente inesperada.” Quando certas substâncias químicas feram aquecidos bico de Bunsen, aparecia linhas brilhantes características. Em alguns casos, estes eram exatamente nos mesmos pontos no espectro que as linhas escuras de Fraunhofer. As linhas brilhantes eram luz proveniente um gás quente, enquanto que as linhas escuras resultavam da absorção de luz por um gás mais frio acima da superfície do sol.

7 Lâmpada Lâmpada Gás frio Tela Prisma Tela Prisma Fótons reemitidos
Espectro contínuo Tela Prisma fenda Lâmpada Espectro contínuo + linhas de absorção Fótons reemitidos Tela Prisma fenda Gás frio Lâmpada

8 Lâmpada Hidrogênio aquecido Tela Prisma Tela Prisma vermelho verde
Espectro contínuo Tela Prisma Lâmpada vermelho verde violeta linhas de emissão Tela Prisma Hidrogênio aquecido

9 Hidrogênio Sódio Hélio Neonio Mercúrio
Espectro de emissão de alguns elementos conhecidos

10 Espectroscopia Astronômica

11 O Grande Projeto de Kirchhoff e Bunsen
Cada elemento químico produz um espectro único. Isto proporciona uma espécie de “impressão digital” que pode confirmar a presença desse elemento. Kirchhoff e Bunsen reconheceram que esta poderia ser uma poderosa ferramenta para “a determinação da composição química do Sol e as estrelas fixas.” Ao longo da década de 1860, Kirchoff conseguiu identificar cerca de 16 elementos químicos diferentes entre as centenas de linhas que ele registrou no espectro do sol. A partir desses dados, Kirchoff pode especular sobre a composição química do Sol, bem como a sua estrutura. Se tivéssemos de ir para o sol, e trazer algumas porções dele e analisá-las em nossos laboratórios, não poderíamos examiná-las com mais precisão do que podemos por este novo modo de análise de espectro. -Warren de la Rue, 1861

12 A espectroscopia torna visíveis os átomos

13 A espectroscopia torna visíveis as moléculas

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19 Esquemas de classificação estelar baseados nos espectros
Programa de William Huggins (1862- ) Programa de Angelo Secchi (1862-) Identificação das principais linhas espectrais pelas letras usadas por Fraunhofer Três classes principais: estrelas azuis e brancas, amarelas (ou do tipo solar estrelas), e vermelhas. E a cor se relaciona com a temperatura. Primeiro uso de fotografia pra obter espectros estelares (Henry Draper, 1872) Em 1885, Edward C. Pickering do Harvard College Observatory de início a um ambicioso programa de classificação espectral estelar utilizando espectros registrados em placas fotográficas. Em 1890, um catálogo de mais de estrelas havia sido preparado que as agrupava em treze tipos espectrais. Annie Jump Cannon expandiu o catálogo para nove volumes e mais de um 250 mil estrelas em 1924, e desenvolveu um sistema de dez tipos espectrais – O, B, A, F, G, K, M, R, N, S – adotado amplamente pela comunidade astronômica em 1922.

20 As quatro classes de Secchi de espectros estelares

21 Auguste Comte, 1835. Cours de Philosophie Positive, 19éme leçon

22 Mas, de fato, o espectro permite revelar para os corpos astronômicos:
Composição química Temperatura Movimento

23 Diferentes cores indicam diferentes temperaturas
FIGURE 4-1 Objects at different temperatures have different colors and brightnesses This sequence of photographs shows the changing appearance of a piece of iron as it is heated. As the temperature increases, the amount of energy radiated by the bar increases, and so it appears brighter. The apparent color of the bar also changes because, as the temperature increases, the peak wavelength of light emitted by the bar decreases. The stars shown have roughly the same temperatures as the bars above them. (NASA)

24 Radiação de Corpo Negro

25 Tudo no Lugar !!! (antes de 14/12/1900)
Exceto pelas duas nuvenzinhas escuras de Lord Kelvin (1900): Experimento de Michelson-Morley Radiação de Corpo Negro

26 Radiação de Corpo Negro
Em 1792, Thomas Wedgewood observa em um forno que a temperatura está relacionado com a cor da luz emitida por um objeto aquecido. No final do séc. XIX surge o conceito do corpo negro: um objeto (abstrato) que absorve toda a radiação e não emite nem reflete nada. Na prática o objeto emite radiação e a distribuição desta radiação depende apenas da temperatura do objeto. Em 1898, Wilhelm Wien propôs uma lei de distribuição da intensidade da radiação de corpo negro para altas freqüências, mas que falha em comprimento de onda longo. Lord Rayleight e James Jeans obtêm uma lei válida para baixa freqüência, mas que leva à “catástrofe do ultravioleta” (diverge para pequenos comprimentos de onda).

27 Radiação de Corpo Negro
A teoria clássica do final do século XIX não consegue explicar a radiação do corpo negro

28 A Lei de Planck (14/12/1900) A luz (energia) é quantizada … E = hf
O espectro do corpo negro explicado!

29 Radiação de Corpo Negro
Em 1900, utilizando a teoria quântica, Max Plank descobre a distribuição de corpo negro, conhecida como lei de Planck. Intensidade, I(,T) corresponde ao espectro de corpo negro para uma dada temperatura.

30 Radiação de Corpo Negro
Lei de Wien (descoberta em 1893): relação entre o comprimento de onde a emissão é máxima e a temperatura do corpo negro. T  max = 0,2898 K  cm Por exemplo: T = K max = 580 Å T = 5800 K max = 5000 Å T = 310 K (37°C) max = 9,3  T = 2,7 K max = 1,1 mm

31 Radiação de Corpo Negro
Em 1879, Joseph Stefan descobre empiricamente a relação entre a energia emitida por um corpo negro e sua temperatura Em 1884, Ludwig Boltzmann demonstra esta lei. Lei de Stefan-Boltzmann:  =  T 4  é a energia emitida por unidade de tempo (potência) por unidade de superfície.   constante de Stefan-Boltzmann: 5,6710-8 watt m-2 K-4 Por exemplo: T = 5800 K (Sol)   = 6417 watt/cm2 (corresponde p/ o Sol 3,91026 watt) T = 310 K (37°C)   = 524 watt/metro2 T = 2,7 K (radiação cósmica de fundo)   = 3 watt/ km2 (6,71048 watt p/ RCF)

32 Radiação de Corpo Negro
Lei de Stefan-Boltzmann:  =  T 4  é a energia emitida (potência) por unidade de superfície.   constante de Stefan-Boltzmann =5,6710-8 watt m-2 K-4 Luminosidade: L = 4π R² σ T4 Temperatura efetiva do Sol: T=5875 K

33 Estrelas NÃO “corpos negros” perfeitos
Por exemplo, o Sol: linha tracejada: corpo negro linha cheia: Sol fluxo visível infra- vermelho comprimento de onda [m]

34 Espectro de Absorção do Sol
FIGURE 4-6 Iron in the Sun’s Atmosphere The upper (absorption) spectrum is a portion of the Sun’s spectrum from 425 to 430 nm. Numerous dark spectral lines are visible. The lower (emission) spectrum is a corresponding portion of the spectrum of vaporized iron. Several emission lines can be seen against the black background. The fact that the iron lines coincide with some of the solar absorption lines proves that there is some iron (albeit a very tiny amount) in the Sun’s atmosphere. (Carnegie Observatories) Espectro de emissão das linhas do ferro em laboratório na Terra

35 Espectro de absorção do hidrogênio gasoso
FIGURE 4-8 Spectrum of Hydrogen Gas (a) When a CCD is placed at the focus of a spectrograph, the spectrum is recorded. In this case, it is from a hot object whose light shines through hydrogen gas. (b) This spectrum is converted by computer into a graph of intensity versus wavelength. Note that the absorption lines appear as dips in the intensity-versus wavelength curve. Conversely, when a gas emits only a few wavelengths, (c) its emission spectrum appears as a series of bright lines, which are converted into peaks (d) on a graph of intensity versus wavelength.

36 Espectro de emissão do hidrogênio gasoso
FIGURE 4-8 Spectrum of Hydrogen Gas Conversely, when a gas emits only a few wavelengths, (c) its emission spectrum appears as a series of bright lines, which are converted into peaks (d) on a graph of intensity versus wavelength.

37 Modelo Atômico para o Espectro
Níveis de energia dos elétrons Núcleo

38 FIGURE 4-12 The Absorption and Emission of
an H Photon This schematic diagram of hydrogen’s four lowest allowed orbits shows what happens when a hydrogen atom absorbs or emits an H photon, which is red and has a wavelength of nm. The spectral lines by such events are also shown. (a) A photon is absorbed by the electron, causing the electron to transition from orbit n 2 up to orbit n 3. (b) A photon is emitted as the electron makes a transition from orbit n 3 down to orbit n 2.

39 Assinaturas químicas Transições eletrônicas para estados de energia inferiores produzem um padrão característico de linhas de emissão.

40 Assinaturas químicas Transições para estados de energia superiores produzem um padrão característico de linhas de absorção nos mesmos comprimentos de onda.

41 1842 - Efeito Doppler Efeito Doppler Christian Doppler
C = km/seg Válido para v muito menor que c

42 Fonte emissora desloca-se em relação ao observador.
Efeito Doppler Fonte emissora desloca-se em relação ao observador. Fonte em repouso, emitindo luz a um comprimento de onda 0. Fonte aproxima-se do observador:  comprimento de onda observado será menor (1< 0). Fonte afasta-se: comprimento de onda observado será maior (2> 0).

43 Desvio para o vermelho (redshift)
Para velocidades não-relativísticas (fonte com v << c) repouso afastamento  =

44 Comprimento de onda (Angström) Hidrogênio a
Intensidade relativa Variação de l

45 Hidrogênio b Intensidade relativa Comprimento de onda (Angström)

46 O efeito Doppler nos informa apenas sobre a parte radial do movimento do objeto em relação a nós (ou em aproximação ou em afastamento) FIGURE 4-16 Radial and Transverse Velocities of a Star The actual velocity of a star (or other object) can be separated into radial and transverse motions. The speed of the star toward or away from Earth in kilometers per hour is its radial velocity. This motion creates a Doppler shift in the star’s spectrum. The speed in kilometers per hour perpendicular to the radial velocity is called its transverse velocity, which does not affect the star’s spectrum. The angular motion of the star across the celestial sphere (that is, in the direction of its transverse velocity) is called proper motion.

47 1901, Vesto M. Slipher é contratado para trabalhar no Observatório Lowell.
durante mais de 10 anos ele analisou o espectro da luz vinda de estrelas e nebulosas. Percival Lowell

48 Em 1912 Slipher percebeu que as linhas espectrais da “nebulosa” de Andrômeda estavam deslocadas para o azul (em direção a menores comprimentos de onda), implicando uma alta velocidade de aproximação. V. M. Slipher

49 NGC 2276

50 A expansão do Universo e a lei de Hubble.
A velocidade de Andrômeda estimada por Slipher foi de, aproximadamente, 300km/seg. Em 1915 ele já tinha 40 medidas de espectro de nebulosas com 15 velocidades estimadas, número que sobe para 25 em 1917. Contrariamente ao que fora observado em Andrômeda a grande maioria apresentava velocidades positivas. Por exemplo, das 41 nebulosas com desvio para o vermelho medido em 1923, apenas 5 (incluindo Andrômeda) aproximavam-se de nós. V. M. Slipher

51 Teoria

52 Constante Cosmológica
O Modelo de Einstein e a Constante Cosmológica primeiro modelo cosmológico relativista - modelo de Einstein. características principais: homogêneo, isotrópico, curvatura positiva e estático. constante cosmológica (L) “The most important fact that we draw from experience is that the relative velocities of the stars are very small as compared with the velocity of light”. A. Einstein Albert Einstein

53 Constante Cosmológica
O Modelo de Einstein e a Constante Cosmológica Einstein considerava que seu modelo possuía as seguintes virtudes: Era possível construir um modelo consistente para o universo usando a relatividade geral. Relacionava L com densidade média da matéria; Estava em acordo com o princípio de Mach que relaciona a inércia (propriedade local) com a distribuição de matéria no cosmos. Einstein acreditava ser esse o único modelo admitido pela relatividade geral que era estático e que estava em acordo com o princípio de Mach.

54 Efeito de Sitter Em 1917 de Sitter (holandês) obtem novas soluções da Relatividade Geral com constante cosmológica, estacionárias, mas vazias ! Efeito de Sitter: a velocidade de afastamento de objetos aleatoriamente espalhados em um Universo de de Sitter aumenta com a distância. Willem de Sitter

55 Modelo de Friedmann-Lemaître
G. Lemaître Aleksander Aleksandrovich Friedmann (russo) obtem soluções expansionistas, sem L e com matéria das equações de Einstein. O modelo de Friedmann é chamado hoje o modelo padrão da cosmologia. Características principais: homogeneidade, isotropia (em relação a qualquer ponto) e expansão. A. A. Friedmann

56 Curvatura espacial positiva
Curvatura espacial nula Curvatura espacial negativa

57 A lei de Hubble. Em 1929 e nos anos subsequentes Hubble sistematicamente estende suas medidas de distância, e usando desvios para o vermelho medidos por Humason, coloca sobre uma base firme a validade da relação que viria a se chamar Lei de Hubble Milton Humason e Hubble

58 A lei de Hubble. distance (Mpc) [Hubble (1929)]
[Hubble & Humason (1931)] 10 20 30 5000 10000 15000 20000 distance (Mpc) [Hubble (1929)]

59 Kolb

60 Cosmologia Moderna: de Friedmann a Hubble.
"Anos e décadas se passaram desde o clássico trabalho de Hubble. Não há dúvida que ele foi o maior astrônomo observacional desde Copérnico. As três importantíssimas coisas que ele fez foram: ele descobriu galáxias, ele mostrou que elas são uma característica do Universo em grandes escalas e então ele encontrou a expansão. Qualquer uma dessas descobertas é monumental e assegura o seu lugar na história" Alan Sandage Edwin Powel Hubble: 20/11/ /9/1953

61 As investigações sobre a luz têm sido o principal motor da ciência

62 Tudo no Lugar !!! (antes de 14/12/1900)
Exceto pelas duas nuvenzinhas escuras de Lord Kelvin (1900): Experimento de Michelson-Morley Radiação de Corpo Negro

63 Experimento de Michelson-Morley (1887)

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66 A Lei de Planck (14/12/1900) A luz (energia) é quantizada … E = hf
O espectro do corpo negro explicado!

67 Mas havia mais coisas fora do lugar
Como explicar os espectros dos elementos? Em particular a série de Balmer (1885) das linhas de emissão do hidrogênio , onde B= nm , n>2 (Rydberg 1888)

68 Natureza da Luz Duas visões do século XVII:
Isaac Newton acreditava que a luz era composta de partículas Christian Huygens acreditava que a luz era uma onda

69 Século XIX: A Luz é Onda A natureza corpuscular da luz prevalesceu, graças a Newton, até o início do século XIX. Thomas Young (1801) realiza a experiência da fenda dupla, mostra o fenômeno de interferência da luz e conclui sobre sua natureza ondulatória. Augustin-Jean Fresnel confirma mais tarde resultados de Young. franjas de interferência fonte fendas

70 A Luz é uma Onda (Young 1801)

71 Mas... a Luz é uma Partícula O Efeito Fotoelétrico explicado (1905)
Evidência que a luz se comporta como partícula, dependendo do arranjo experimental Surge o conceito do fóton Mas a luz também se comporta como onda!!! complementaridade (onda-partícula)

72 O Efeito Fotoelétrico Luz Azul: flui corrente elétrica

73 O Efeito Fotoelétrico Luz Vermelha: não flui corrente elétrica

74 Quando Ondas se comportam como Partículas!
Espalhamento Compton O estranho modo pelo qual fótons interferem consigo mesmos! A Luz – é: Onda Partícula Ambas Nenhuma delas? f q

75 Quando Partículas se comportam como Ondas!
O Príncipe Louis de Broglie fez uma previsão ousada O comprimento de onda de de Broglie: Confirmada por Davisson and Germer (1927)

76 Biblografia Bell, Daniel, The Coming of Post-Industrial Society. A Venture in Social Forecasting. New York: Basic Books DeVorkin, D., Journal of Astronomical History and Heritage, 13, Eliade, Mircea, Forgerons et alchimistes. Paris: Flammarion Goody, Jack, The Domestication of the Savage Mind. Cambridge: Cambridge University Press Hearnshaw, John, Journal of Astronomical History and Heritage, 13,