Espectro Eletromagnético

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1
Astrofísica Observacional
Curso de Introdução à Astronomia e Astrofísica
Julho de 2009
Francisco Jablonski
chico@das.inpe.br
mailto:chico@das.inpe.br
2
Astrofísica Observacional

 
O espectro eletromagnético

 
Os efeitos da atmosfera terrestre

 
Telescópios e detectores
3
O espectro eletromagnético
O que tem Hamlet a 
ver com este curso, 
e com espectro 
eletromagnético?
Newton, 1671
4
O que entendemos por “espectro”?
0 100 200 300 400 500 600
si 3
la 3
do 3
In
te
ns
id
ad
e
Freqüência (Hertz)
• Exemplo:
 
Espectro acústico
• Intensidade
 
x freqüencia
•
 
Piano: 262, 294, 330, 
349 , 392, 440
 
e 494
 
Hz
• Origem: ondas
 
de pressão
5
Freqüência x comprimento de onda
0 100 200 300 400 500 600
do 4
la 3
do 3
In
te
ns
id
ad
e
Freqüência (Hertz)
11 )2622sen()( Cttf  
22 )4402sen(2)( Cttf  
33 )5242sen()( Cttf  

 sc
0,000 0,005 0,010

do4
la3
do3
In
te
ns
id
ad
e
Tempo (s)
Exercício: Quanto vale 
 
para uma
 onda acústica com freqüência igual
 ao la3
 
?
Resposta: 
 
= 340/440 = 0,77 m
6
Dois exemplos de espectros 
acústicos em Astrofísica
Oscilações acústicas no Sol… … e em 
 
Centauri
7
Outro tipo de espectro
88 90 92 94 96 98 100 102 104 106 108
In
te
ns
id
ad
e,
 e
ne
rg
ia
Freqüência (MHz)
• Na região das FM (88-108 MHz)
• Intensidade
 
x freqüencia
• Ondas
 
eletromagnéticas
• Emissão discreta
•
 
Fenômenos físicos distintos
 em diferentes partes do
 espectro eletromagnético!!!
 

 
Partículas
 
 
Ondas
8
O espectro 
eletromagnético!
• Lembrar:

 c hE 
• “O”
 
espectro
 
eletromagnético
• “Um”
 
espectro
 
específico
9
O que é a luz

 
A luz visível é parte do espectro 
eletromagnético

 
A luz visível pode ser separada em cores 
distintas, com o uso de um prisma

 
As cores são caracterizadas pelo seu 
comprimento de onda
10
Espectro de um objeto 
muito quente (6000 graus)
0.7 m0.4 m 0.5 m
1 milímetro = 0,001 metro 
 
1 mm = 0,001 m
1 mícron = 0,001 milímetro 
 
1 m = 0,001 mm
11
O infravermelho

 
Frederick William 
Herschell (1800)

 
Uma experiência 
simples
12
Uma versão moderna, caseira
13
Como vemos o espectro de 
gases excitados
656.3 nm486.1 nm
14
Continuação…
15
O espectro de lâmpadas 
fluorescentes
•
 
Luz visível
 (lâmpadas fluorescentes)
•
 
Unidades:
 0,55 m = 550 nm = 5500 Å
•
 
Emissão discreta +
 contínua
Linha
 
espectral
(www.intl-light.com/handbook/)
16
O espectro do céu nublado e 
do céu azul
17
Outra visualização 
do EEM
18
Espectro de corpo negro
0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,0
T=3000 K
T=6000 K
T=10000 K
In
te
ns
id
ad
e
Comprimento de onda (m)
1
12)( 5
2


kT
hc
e
hcTB

 
m2898max  T

•
 
Lei de Planck
 (forma da curva)
• Lei de Wien (
 
máximo)
• Lei de Stefan-Boltzmann (área)
4TF 
0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,0
T=3000 K
T=6000 K
T=10000 K
Lo
g 1
0 (
In
te
ns
id
ad
e)
Comprimento de onda (m)
19
Os espectros do Sol e da Terra 
In
te
ns
id
ad
e 
 
 
 
Comprimento de onda (µm)
20
Uma anã marron e um 
exoplaneta
21
Anãs marrons
22
23
Espectro: contínuo, emissão, absorção
•
 
A aproximação de corpo
 negro é
 
boa para o espectro
 contínuo de muitas estrelas
•
 
Linhas de emissão indicam
 a presença de
 
gás tênue
 excitado e/ou ionizado
•
 
Linhas de absorção indicam
 a presença de gás mais frio
 entre
 
a região emissora e o
 observador
•
 
Linhas de emissão ou absorção
 podem ser utilizadas para
 determinar a velocidade radial
 da fonte!
c
v
0
0 



Rotação
Período orbital
Redshift
24
Velocidade radial de um sistema binário
25
Classificação espectral (estrelas)
•
 
Diferentes elementos químicos
 apresentam diferentes intensidades
 de linhas de absorção, conforme
 a temperatura da atmosfera.
•
 
A classificação espectral numa sequência 
de temperaturas
 
é
 
denotada pelas letras 
O,B,A,F,G,K,M
•
 
A classificação numa sequência de
 gravidades superficiais é
 
denotada
 por algarismos romanos.
Ia Supergigantes mais luminosas
Ib Supergigantes menos luminosas
II Gigantes luminosas
III Gigantes normais
IV Subgigantes
V Anãs (da seqüência principal)
•
 
O Sol é
 
uma estrela tipo G2 V
 Aldebaran é
 
uma K5 III
26
Um espectro na faixa rádio
•
 
Eixo X:
 Como     v/c
 o eixo X pode ser expresso
 em termos de velocidade:
 v = c x (-244.94)/244.94
•
 
Eixo
 
Y: lembrar que na lei
 de Planck, para
 
  max
B
 

 
T
Molécula do CS
27
Outras regiões do EEM
• Ultravioleta extremo • Raios X
28
Em altas energias (raios )
•
 
Note o eixo X mostrado
 em termos de energia (Eh)
Energia (keV)
In
te
ns
id
ad
e
Surto de raios gama
 (gamma ray burst)
•
 
Composição do solo lunar a partir
 de espectroscopia de raios gama
29
O espectro de ondas 
gravitacionais
0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0
Lo
g 1
0 (
In
te
ns
id
ad
e)
Freqüência (kHz)
•
 
OG são previstas pela teoria da
 relatividade geral, mas não foram
 observadas diretamente
 
ainda
•
 
Massas aceleradas produzem
 OG de modo parcialmente
 análogo
 
a cargas aceleradas
 produzirem ondas eletro-
 magnéticas
• Previsões:
Contínuo de fundo
Sinais periódicos (pulsares)
Transientes
30
O Sol ao longo do espectro 
eletromagnético
171 nm 195 nm 284 nm 304 nm
Raios X 393.4 nm Visível 1083 nm
31
O Sol…
32
33
A nossa galáxia em rádio (408 MHz
34
1.42 GHz (rádio)
35
No visível
36
No infravermelho próximo (2MASS, 1-2.5 m)
37
No infravermelho distante (60, 100 e 240 m)
38
As vizinhanças do centro 
galáctico
39
Posições
 
IV e em
 
raios-X
Em azul: IV (2MASS) 
Em vermelho: raios-X
40
A transparência do Universo
41
A poeira no meio interestelar
• Carbono, Silício e
 Oxigênio
•
 
0.005 a 1 m de
 tamanho
•Absorve a radiação
 eletromagnética
•Produz polarização
•Produz halos em torno
 de fontes pontuais
42
Centaurus A  NGC5128
43
A Nebulosa de Órion em duas regiões 
espectrais distintas
• CamIV –
 
LNA (1-2 m)
44
Nebulosa de Órion…
Objeto BN
1,25 m
1,65 m
2,15 m
45
Júpiter visível e invisível
46
Criaturas ao longo do espectro 
eletromagnético…
47

 sc

 c
hE 1
12)( 5
2


kT
hc
e
hcTB

 
0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,0
T=3000 K
T=6000 K
T=10000 K
In
te
ns
id
ad
e
Comprimento de onda (m)
m2898max  T

4TF 
48
Efeitos de diluição da radiação 
eletromagnética
•
 
Mesmo
 
fora
 
da
 
atmosfera
 
terrestre, fontes
 pontuais
 
isotrópicas
 
produzem
 
efeitos
 
progressivamente
 menores
 
à
 
maiores
 
distâncias
•
 
Se uma
 
quantidade
 
de energia
 
se propaga
 sob forma de frente
 
de onda
 
num meio
 bidimensional, a energia
 
transportada
 
cai
 proporcionalmente
 
a 1/r
•
 
Num meio
 
tridimensional, a energia
 
disponível
 (neste
 
caso, por
 
unidade
 
de área) na
 
frente
 de onda, cai
 
com 1/r2
•
 
Na nossa
 
atividade
 
prática, vamos
 
verificar
 experimentalmente
 
a “lei do inverso
 
do
 quadrado
 
da
 
distância”, para
 
a energia
 radiante
49
Efeitos da atmosfera terrestre sobre 
a radiação eletromagnética
• Absorção
• Espalhamento
•
 
Refração (só
 
muda direção)
 -
 
Sistemas adaptativos!
 Telescópios
 
Gemini & SOAR
• Dependem
 
de 
50
Extinção pela atmosfera
• Espalhamento
• Rayleigh (o céu azul)
• Mie (névoa seca)
• Não seletivo
• Absorção
• Contínua 
• H2
 
0
• CO2
• O3
 
 1
 0 
 
constPorque
 
a água do mar é
 
azul-esverdeada?
Porque
 
as nuvens são brancas/cinza?
51
A transmissão da atmosfera
Opaca Opaca Opaca
Janela do visível Janela rádio
Comprimento de onda
Tr
an
sp
ar
ên
ci
a
52
Detetores e Telescópios
• Um detetor de ondas acústicas
• Como funciona?
• Porque dois detetores?
• A sensibilidade
• Analogia com detetores de OG
53Detetores de radiação 
eletromagnética
•
 
Na faixa rádio: detetar significa 
medir
 
a amplitude e fase (às
 
vezes)
 das ondas eletromagnéticas
 (métodos coerentes)
•
 
Para energias mais altas (do infravermelho
 aos raios gama): métodos incoerentes.
 Mudança de propriedades nos materiais, em
 geral relacionadas com efeitos sobre os elétrons
 e seus níveis de energia
54
Exemplo prático
Arranjo HAWAII
1024 x 1024 pixels
Sensível no IV próximo
500 1000 1500 2000 2500
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
100
110
 HAWAII
 CCD
 Olho humano
 
 
R
es
po
st
a
 (nm)
55
Telescópios, para quê, mesmo?
1) Determinar
 
a direção
 
da
 
qual
 provém
 
a informação
2) Captar
 
a maior
 
quantidade
 possível
 
de informação
56
Telescópios: o básico
• Refratores
• Refletores
Cromatismo
 Deformações
57
Refletores…
• Newton 1668
58
Foco Cassegrain
Foco fixo (Coudé)
59
Refletores em raios X
60
Na região rádio
61
Efeitos sobre a trajetória da radiação 
eletromagnética
• Cintilação atmosférica
• Métodos adaptativos!!! (Telescópios Gemini e & SOAR)
62
Telescópios órbita x 
solo
Imagem limitada pela: optica X atmosfera
63
Óptica Adaptativa: 
alisando as ondas luminosas
luz
 do
 
ast
ro espelho
auxiliar
sensor de 
frente de onda atuadores moldam
o espelho terciário
onda
corrigida
imagem 
nítida
64
Exemplo de Óptica Adaptativa
65
…Óptica adaptativa

 
Netuno

 
Telescópio 
Keck (10m)

 
Banda H
66
…Óptica adaptativa
OA (banda K) --> 
OA (banda L) -->
Voyager
Sem
 
OA
67
Júpiter no IV com Gemini
68
A região próxima ao centro 
galáctico
Gentzel et al. (2003)
69
Medidas diretas de órbitas 
estelares em torno do centro 
galáctico
70
Massa
 
do objeto
 
central
Alexander (2005)
71
Massa
 
do objeto
 
central
RS ~ 3 (M/M
 
) km 
 
8 arcsec @ 8 
kpc
72
Telescópios no LNA/CNPq 
(www.lna.br)
1,6 m 0,6 m 0,6 m
73
Telescópio(s) Gemini
• 8 metros de diâmetro
•
 
Óptica ativa e adaptativa
 (imagens melhores que
 do telescópio espacial,
 no IV)
• Otimizado para o infravermelho
www.gemini.edu
• 2,5% do capital é
 
brasileiro!
74
Gemini (NS) – 8m
75
Conceito de Cúpula: 
controle térmico
50% da degradação da imagem vem de dentro da cúpulaAberturas de ventilação para controle térmico
76
Espelho Primário: 
peça chave do telescópio
Diâmetro: 8.1 m
capta tanta luz 
quanto 2.5 milhões 
de olhos humanos
Espessura: 20 cm 
para troca de calor 
rápida com o ar
Peso: 23 tons
Rugosidade:
16nm = /40
16 milionesimos mm
77
Espelho Primário: 
qualidade da superfície
6 mm6 mm
Espelho Primário
Ampliando o espelho ao tamanho do Brasil, a rugosidade seria 6 mm
78
Telescópio SOAR
• 4,1 m de diâmetro
•
 
50% do capital
 brasileiro!!!
•
 
100 noites
 
para
 
nós
 por
 
ano
• 17/04/2004
• Participação
 
INPE
79
Telescópio SOAR
80
Telescópio SOAR
81
SOAR: sistema de apoio do M1
82
Telescópio SOAR
83
Considerações importantes:
•
 
O tamanho das imagens produzidas por um telescópio
 é
 
proporcional
 
a D
•
 
A “concentração”
 
de energia
 
é
 
proporcional
 
a 1/D2
• A capacidade
 
coletora
 
é
 
proporcional
 
a D2
Consequências:
-Grandes
 
aberturas
 
(Gemini, Keck, Subaru, VLT)
 
-
 
Métodos
 
de “driblar”
 
os
 
efeitos
 
da
 
atmosfera
 terrestre
 
(óptica
 
adaptativa, como
 
nos
 
telescópios
 Gemini e SOAR)
84
Referências on-line
http://astro.if.ufrgs.br/
http://www.lna.br
http://www.astro.iag.usp.br/
http://zebu.uoregon.edu/spectra.html
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/forces/isq.html
http://xte.mit.edu/
http://apod.nasa.gov/apod/
http://astro.if.ufrgs.br/
http://www.lna.br/
http://zebu.uoregon.edu/spectra.html
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/forces/isq.html
http://xte.mit.edu/
http://apod.nasa.gov/
85
Medidas da radiação luminosa
•
 
Medir
 
o quê?
 
A energia
 
radiante
 
emitida
 
por
 
uma
 
fonte
 em
 
função
 
da
 
distância
•
 
Prá
 
quê?
Verificar
 
a “
 
lei do 1/r2 ”
 Aprender
 
um pouco
 
sobre
 
medidas
 
experimentais
86
Medidas da radiação luminosa
•
 
Como?
 
Circuito
 
integrado
 
TSL235
+5 V
0 V 0 V
+5 V
87
Características
88
	Astrofísica Observacional
	Astrofísica Observacional
	O espectro eletromagnético
	O que entendemos por “espectro”?
	Freqüência x comprimento de onda
	Dois exemplos de espectros acústicos em Astrofísica
	Outro tipo de espectro
	O espectro �eletromagnético!
	O que é a luz
	Espectro de um objeto�muito quente (6000 graus)
	O infravermelho
	Uma versão moderna, caseira
	Como vemos o espectro de gases excitados
	Continuação…
	O espectro de lâmpadas fluorescentes
	O espectro do céu nublado e do céu azul
	Outra visualização �do EEM
	Espectro de corpo negro
	Os espectros do Sol e da Terra 
	Uma anã marron e um exoplaneta
	Anãs marrons
	Slide Number 22
	Espectro: contínuo, emissão, absorção
	Velocidade radial de um sistema binário
	Classificação espectral (estrelas)
	Um espectro na faixa rádio
	Outras regiões do EEM
	Em altas energias (raios )
	O espectro de ondas gravitacionais
	O Sol ao longo do espectro eletromagnético
	O Sol…
	Slide Number 32
	A nossa galáxia em rádio (408 MHz
	1.42 GHz (rádio)
	No visível
	No infravermelho próximo (2MASS, 1-2.5 m)
	No infravermelho distante (60, 100 e 240 m)
	As vizinhanças do centro galáctico
	Posições IV e em raios-X
	A transparência do Universo
	A poeira no meio interestelar
	Centaurus A  NGC5128
	A Nebulosa de Órion em duas regiões espectrais distintas
	Nebulosa de Órion…
	Slide Number 45
	Criaturas ao longo do espectro eletromagnético…
	Slide Number 47
	Efeitos de diluição da radiação eletromagnética
	Efeitos da atmosfera terrestre sobre a radiação eletromagnética
	Extinção pela atmosfera
	A transmissão da atmosfera
	Detetores e Telescópios
	Detetores de radiação eletromagnética
	Exemplo prático
	Telescópios, para quê, mesmo?
	Telescópios: o básico
	Refletores…
	Slide Number 58
	Refletores em raios X
	Na região rádio
	Efeitos sobre a trajetória da radiação eletromagnética
	Telescópios órbita x solo
	Óptica Adaptativa:�alisando as ondas luminosas
	Exemplo de Óptica Adaptativa
	…Óptica adaptativa
	…Óptica adaptativa
	Júpiter no IV com Gemini
	A região próxima ao centro galáctico
	Medidas diretas de órbitas estelares em torno do centro galáctico
	Massa do objeto central
	Massa do objeto central
	Telescópios no LNA/CNPq�(www.lna.br)
	Telescópio(s) Gemini
	Gemini (NS) – 8m
	Conceito de Cúpula:�controle térmico
	Espelho Primário:�peça chave do telescópio
	Espelho Primário:�qualidade da superfície
	Telescópio SOAR
	Telescópio SOAR
	Telescópio SOAR
	SOAR: sistema de apoio do M1
	Telescópio SOAR
	Considerações importantes:
	Referências on-line
	Medidas da radiação luminosa
	Medidas da radiação luminosa
	Características
	Slide Number 88