Roteiro
Aula 1: Definições Radiação Telescópios Instrumentos: espectrógrafos Detectores
Aula 2: Aplicações Espectroscopia Fotometria Imageamento Outras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometria Grandes levantamentos (Surveys)
Técnicas observacionais
Diferentes técnicas → diferentes instrumentosCada técnica permite um tipo de análise
Técnica O que é? Que tipo de informação fornece?
Imageamento Fotografia Morfologia, posição...
Fotometria Medida da luz proveniente de um objeto
Temperatura, período orbital (binárias), distância...
Espectroscopia Análise da radiação emitida por um astro em função da freqüência
Composição química, temperatura, rotação, perda de massa, distância...
EspectroscopiaEspectroscopia é usada para estudar a composição química e parâmetros físicos de um objeto a partir da análise da luz por ele emitida.Para realizar a análise espectroscópica é necessário utilizar um instrumento chamado espectrógrafo, que espalha a luz assim como um prisma espalha a luz branca em diferentes cores (freqüências). A luz espalhada em freqüências é chamada espectro.
Cada elemento químico tem um comportamento característico e único. Um objeto que produz luz, como as estrelas, apresenta “registros” do comportamento de cada elemento químico que o compõe na luz emitida.Através da análise da variação da intensidade da luz em diferentes freqüências, os astrofísicos podem determinar a composição química dos astros, além da temperatura, da velocidade de rotação...
Contínuo
Emissão
Absorção
Espectroscopia
Linhas de emissão
Linhas de absorção
Dispersão Gráfico: intensidade × da luz comprimento de onda
Estrelas
Galáxias, nebulosas
Definições básicas
• Perfil de linha: forma aproximadamente gaussiana da função de distribuição de energia
• Largura à meia altura: largura medida na metade do nível entre o contínuo e o pico da linha.
• Largura equivalente: largura de um retângulo que subtrai do contínuo a mesma quantidade de energia que a linha verdadeira.
Que informações podemos obter?
Pico da distribuição de energia Temperatura (lei de Wien)
Presença de linhas Composição química, temperatura
Intensidade das linhas Composição química, temperatura
Posições relativas de linhas em sistemas binários
Período, inclinação da órbita, massa estelar
Estruturas nos perfis Ventos estelares, perda de massa
Efeito Doppler Velocidade na linha de visada
Largura das linhas Temperatura, turbulência, velocidade de rotação, densidade, campos magnéticos
• Composição química, condições físicas, modelos atmosféricos e cinemática de estrelas na Galáxia e em galáxias próximas (Nuvens de Magalhães)
• Distribuição de abundâncias químicas na Galáxia
• Nucleocosmocronologia (Th/Eu)
• Companheiras sub-estelares de estrelas próximas (VR de alta precisão)
• Estrutura, condições físicas e abundâncias do gás intergaláctico nos primeiros estágios evolutivos do Universo, a partir do espectro de QSO's a altos redshifts
• Cinemática e distribuição de massa em aglomerados estelares
• Composição química e parâmetros físicos de objetos nebulares
• Populações estelares em galáxias, distâncias de galáxias
• Dinâmica de ventos e perda de massa, importantes no processos de formação e evolução estelar
O que podemos procurar compreender?
Espectros Estelares
BAIXA RESOLUÇÃO
Classificação espectralClasse de Luminosidade (primeira aproximação)Temperatura efetiva (primeira aproximação)Identificação de fenômenos de perda de massa
B3V
M2V
Série de Balmer
Sér
ie d
e P
asch
en
DB
Lα
Contínuo temperatura
• Inclinação do contínuo de Paschen P=F4000/F7000
• Descontinuidade de Balmer DB=log(F3647
+/F3647-)
Linhas →Temperatura
Linhas de Hidrogênio Variação da LE Ajuste de perfis teóricos T<8.000K: independente de
g T>8.000K: ambigüidade
Linhas metálicas Razão entre as
profundidades de linhas do mesmo elemento (ou do mesmo grupo)
T17000
↓10000
6000↑
10000
Espectro de uma estrela O9.5V
N III
N II +
Si IV
O II
Si IV
O II
O II
N III
C III
O II
Presença e/ou intensidade de linhas metálicas indicam a faixa de temperatura da estrela
Gravidade superficial (pressão atmosférica)
Linhas de Hidrogênio Ajuste de perfis teóricos Variação da largura equivalente com a
gravidade
Campos de velocidades
Turbulência Atmosférica
↓
alargamento do perfil
Rotação Estelar v seni → alargamento do perfil
Perfis observados
Efeito do v sen i sobre perfis teóricos
Velocidade Radial
Planeta não observado provoca alterações na órbita da estrela
central → Deslocamento Doppler
Velocidade radial: velocidade na linha de visada: é a velocidade com a qual um objeto se move na direção do observador
∆λ = vrλo c
Se afasta: ∆λ>0 deslocamento para o vermelho
Se aproxima: ∆λ< 0 deslocamento para o azul
Binárias Espectroscópicas
Desvios Doppler Periódicos
Órbitas circulares: v1=2πr1/P
v2=2πr2/P
Dos espectros obtemos v1, v2 e P
v1/v2 = r1/r2 = M1/M2
→ obtemos r1, r2, M1 e M2
Campos Magnéticos
Efeito Zeeman
Presença de campos magnéticos suspende a degenerescência: efeito observado= alargamento das linhas (se confunde com v sen i)
A separação das componentes só pode ser observada em estrelas com baixa rotação
Composição Química
Curva de crescimento
Largura equivalente das linhas metálicas ∝ número de
absorvedores
Perda de massa (ETT, Of, SN, WR) dM/dt=4πr2ρv
Perfil P Cygni: Emissão alargado + absorção deslocado
F: gás absorve a luz da estrela e se aproxima com velocidade vr
H: gás absorve luz da estrela e re-emite. A expansão do envoltório em diferentes direções promove o alargamento do perfil
Imageamento
Imageamento = fotografia com detectores eletrônicos
Vantagens das imagens eletrônicas: medida de brilho, posição
Imageamento com filtros um filtro deixa passar apenas uma determinada cor (por exemplo,
vermelho, verde ou UV) A partir de imagens obtidas com filtros diferentes, é possível avaliar o
brilho de um objeto em diferentes cores. Um objeto pode parecer muito brilhante no UV, p. ex., e pouco brilhante no visível.
Porque isto acontece????
Objeto Magnitude aparente
Sol -26,7
Lua cheia -12,5
Vênus -4,3
Júpiter -2,5
Sírius -1.4
Acrux 1,3
Andrômeda 4,0
Neb. de Órion 9,0
Plutão 13,9
• Magnitude aparente (m): brilho aparente de um objeto observado da Terra
• O brilho de um objeto depende também da sua distância à Terra: duas estrelas com “brilhos absolutos” iguais mas com distâncias diferentes terão diferentes “magnitudes aparentes”
Magnitude absoluta (M): brilho que o objeto teria se estivesse a uma distância padrão da Terra.
Fotometria
Medida da intensidade da radiação emitida por um objeto.
Unidade fotométrica = magnitude.
Magnitudes são medidas em faixas espectrais definidas por filtros. Existem vários sistemas de filtros fotométricos.
• A fotometria utiliza diferentes conjuntos de filtros para estudar a intensidade relativa dos astros em diferentes regiões espectrais.
• O sistema de filtros mais comum é o sistema de Johnson (UBV). Cada objeto apresenta diferentes magnitudes em cada um dos filtros U, B e V → diferença entre as magnitudes = índice de cor (B-V) e (U-B) → temperatura
U B V B-V Azul, T~30.000K 3.6 4.7 4.9 -0.2 Branca, T~10.000K 5.3 5.3 5.3 0.0 Vermelha, T~3.000K 7.5 6.6 5.6 1.0
Filtros fotométricos
Curva de luz de binárias eclipsantes
Sistema binário com órbita orientada de tal maneira que uma estrela passa em frente à outra a cada intervalo de tempo (período).
Astrometria
Determinação da posição de um astro em relação a um sistema de coordenadas
Ex.: Ascenção Reta (R.A.) e Declinação (Dec.)
Satélites astrométricos Hipparcos (HIgh Precision PARallax
COllecting Satellite), 1989-1993 → Catálogo com informações astrométricas e fotométricas - posições, paralaxe, movimentos próprios e magnitudes - de aproximadamente 120.000 objetos
GAIA (lançamento previsto em 2013) → Mapa 3D da nossa Galáxia, com dados de ~1 bilhão de objetos
Paralaxe
Paralaxe é a variação aparente de um objeto devido à posição da Terra em relação ao Sol.
Medida da posição do objeto em relação ao “fundo” medida duas vezes ao ano, quando a Terra ocupa posições opostas na sua órbita em torno do Sol
D=d/πD= 1 UA = 149.6 milhões km D(pc)=1/π
Interferometria
• Interferometria → resoluções superiores às obtidas pelos telescópios separados, sem ter de recorrer à construção de um telescópio de maiores dimensões.
• Mais usada na banda radio.
• Utilização no visível é bastante recente → VLT: 4 x 8m
Dois feixes de radiação de mesmo comprimento de onda
Medida da interferência: posições e ângulos
Interferência
Máximo de cada onda coincidem: as duas amplitudes se somam = 2 x a amplitude original → interferência construtiva.
Um feixe deslocado de λ/2 em relação ao outro: as duas ondas se cancelam → interferência destrutiva
Coronografia
Coronógrafo: bloqueio da luz incidente no centro do plano focal.
Bloqueio da fonte mais brilhante para não saturar o CCD → maior tempo de exposição possibilita observar objetos próximos mais fracos.
coroa solar, discos estelares, planetas, satélites...
Beta Pictoris
Discos proto-planetários
Proplyds
Discos proto-estelaresCoroa Solar
PolarimetriaPolarimetria: medida da polarização da luz.
Luz comum: ondas vibram em todas as direções, de maneira desordenada → luz não-polarizada
Quando a luz passa por um meio material, pode passar a
vibrar em apenas uma direção → luz polarizada.
M82
Setas vermelhas e azuis: direções do campo magnético;
linha pontilhada branca: estrutura em “bolha” do campo magnético;
Setas brancas: direção do vento do centro da galáxia
Polarimetria
Através do estudo do grau e da direção de polarização da luz emitida por um astro, os astrônomos podem compreender o fenômeno que causou a polarização observada, principalmente campos magnéticos.Aplicações
Geometria e dinâmica de ventos estelares, discos e jatos → processos de perda de massa e enriquecimento do Meio Interestelar.
Binárias espectroscópicas: medida da inclinação da inclinação da órbita e, a partir daí, das massas
Campos magnéticos estelares; anãs brancas Composição e estrutura de grãos interestelares
Dificuldades Desenvolvimento instrumental Sinal fraco → longos tempos de exposição Observação e análise dificultadas por contaminação.
Grandes Levantamentos (Surveys)
Mapeamento fotométrico ou espectroscópico de determinada região do céu
Telescópios dedicados IRAS (Satélite IR, 12, 25, 60 e 100
μm, 1983)
2MASS (2-Micron All Sky Survey, 1.25, 1.65, 2.17 μm, 2 tel. 1.3m HS & HN, 1997-2001)
SDSS (Sloan Digital Sky Survey, APO2.5m, 2000-hoje)
Outros...
Previstos LSST (Large Synoptic Survey
Telescope, 8.4 m tel., Chile)
PanSTARRS (4 x 1.8m tel., Havaí)
JPAS (Espanha/ON): Levantamento fotométrico de uma
região de 8000 graus² do céu (HN)
Sistema de 56 filtros de banda estreita
Objetivo principal: cosmologia → 14 milhões de galáxias (+ estrelas,
asteróides)
T2.5m, Teruel/Espanha (2012)
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