Conceitos de AstrofConceitos de Astrofíísicasica

Coordenadas celestes:: Localizando as estrelas no céu

Magnitude, Fluxo e Luminosidade: Comparando o brilho das estrelas

Espectroscopia: Comparando a temperatura e a composição química das estrelas

João Francisco C. Santos Jr.

Grupo de Astrofísica

V.3 DF-ICEx/UFMG

Sirius ( CMa)

Onde fica? Coordenadas celestes

Qual o seu brilho? Magnitude e luminosidade

E sua temperatura superficial? Espectro e radiação de corpo-negro

Sirius

Três Marias

Betelgeuse

Coordenadas Equatoriais de Sirius:

= 06h 45m 08.92s = -16° 42’ 58.0’’

época 2000.0

Magnitude I

II

III

IV

V

VI

Hipparchus (sec. II a.C.):1000 estrelas classificadas em 6

grupos

estrelas de magnitude I são 100 vezes mais brilhantes que as de magnitude VI

Escala de Magnitude (m)● Estrelas com 1 < m < 6

m F (fluxo=energia emitida por segundo e por unidade de área)● Definição precisa

m6 - m1 = 5 F1/F6 =100

● Escala do olho humano log

m6 - m1 = cte* log(F1/F6)

cte = 2.5

Magnitude Aparente

Para duas estrelas A e B:

mA - mB = 2.5 * log(FB/FA)

No visual, mV, V(Sol) = - 26.8

V(* HST) = 30

Quantas vezes Sirius é mais brilhante do que Betelgeuse ?

V(Sirius) = -1.5, V(Betelgeuse) = 0.4

Vsirius - Vbetel. = 2.5 * log(Fbetel./Fsirius) Fsirius = 5.75 Fbetel.

Escala de Temperatura (T)

Corpo-negroe

Temperatura

• Lei de Wien:

pico emissão 1 / T

• Lei de Stefan:

F T 4

[E/ t A]

F = L / (4 r 2)

[F] = [E / ( t A)]

Para r = R*

L = 4R*2 T 4

Fluxo (F) e Luminosidade (L)

Distância (r)

Paralaxe p(")

r(pc) = 1 / p(”)

Sirius: 2.7 pc

animação

Magnitude Absoluta M m(10 pc)

m - M = 2.5 * log (FM / Fm)

Mas

Fm = L / 4 r 2 e FM = L / 4 (10) 2

Assim,

m - M = 2.5 * log (r 2 / 10 2) =

= 5 * log r - 5

Sirius: r = 2.7 pc , V= -1.5 MV = 1.3

Espectroscopia

Classificação das ondas eletromagnéticas:

Raios gama

Raios X

UV

Visível

Infravermelho

Microondas

Rádio

10-3 nm

de 10-3 a 10nm

de 10 a 300nm

de 400 a 800 nm

de 1 a 103 m

de 1 mm a 10 cm

> 1cm

Espectro do Sol:

Espectro Distribuição de energia com o comprimento de onda (ou freqüência)

Sirius

Betelgeuse

Espectros Estelares

Origem das linhas espectrais

Modelo de Bohr (1915): elétrons em órbitas

quantizadas de energias bem definidas

Transições eletrônicas de um orbital para outro

produzem as linhas espectrais

Energia de uma órbita do átomo de hidrogênio

E=-(13,6 eV)/n2

onde n= número da órbita.

Quando um elétron passa de uma órbita (nível) de energia maior, n1 , para outra de energia menor, n2 , um fóton é emitido com energia:

Efóton = En1 - En2

Efóton = h* = hc/

E a freqüência deste fóton é dada por:

Diagrama de níveis de energia

Espectro de absorção do H

Absorção de fóton com energia correspondente à transição de um nível mais baixo para outro mais alto

Mecanismos de balanço de energia

Leis de Kirchhoff (1859)

1) Um gás muito comprimido, um sólido ou um líquido quente e opaco emite um espectro contínuo.

2) Um gás quente e transparente gera um espectro de linhas de emissão características da composição química do gás

3) Se radiação eletromagnética passa através de um gás relativamente frio, este gera um espectro de linhas de absorção características da composição química do gás.

Linhas características de diversos elementos

Tipos Espectrais

O B A F G K M

SiriusT=10000K

Tipos Espectrais

O h! Be A Fine Girl, Kiss Me!

Espectro: representação gráfica x imagem

Fluxo

Corpo negro x espectro solar

Conclusões

magnitude, fluxo

corpo negro

modelo

atômico

Observações

distâncias

Luminosidade, Temperatura, Composição química

espectro

Teoria