Radiação EletromagnéticaObjetivos•Energia e informação (>99%) vinda dos astros

•Faixas do espectro

•Radiação de corpo negro (equilíbrio termodinâmico)

•Medida de movimentos (efeito Doppler)

•Espectros contínuos e linhas espectrais (emissão e absorção)

•Onda e partícula (fótons)

•Átomo de Bohr

•Espectros moleculares

Radiação EletromagnéticaOrigem•Newton 1665 luz branca => arco-iris

Ondas eletromagnéticas

c = λ . f

cristaventre

Radiação Eletromagnética

Energia de um fóton: E = hc/l

c = 3 1010 m/s

h = 6.626 10-34 J.s

10 A = 1 nm = 10-9 m

l= 5000 A E = 4 x 10-19 J

Q.: Compare a energia de um fóton de

raios-X (l ~1A) com um da faixa visível.

Q.: Faça o mesmo com um fóton rádio da

faixa centimétrica

Leis de Kirchhoff

Equilíbrio

termodinâmico

Radiação de

corpo negro

Lei de Planck

Lei de Wien – pico da planckiana (derivada=0)

l max = 2900/T μm.K

Unidades:

1 A = 10-10 m = 10-8 cm

1 mm = 10 000 A

Q.: Qual a faixa de temperaturas de estrelas

que emitem seu pico de luz dentro dos limites

da faixa visível (3500 – 7500A), sendo que elas

estão próximas do equilíbrio termodinâmico?

Q.: Qual o comprimento de onda em que o

Sol emite seu pico de emissão? (T~6000 K)

Q.: Use esse resultado para obter uma ordem

de grandeza do número de fótons emitidos

pelo Sol a cada segundo, sendo que sua

potência lumiosa é L~4 1026 J/s

Lei de Stefan: integral da planckiana

L = Area s T4 J/s (watt)

s = 5.672 10-8 J /m2/K4

Q.: em que comprimento de onda nosso corpo emite o

máximo de energia, sendo que ele está em equilíbrio

termodinâmico aproximado?

Q.:Qual a nossa potência (energia/tempo) luminosa?

Q.: Quantos fótons por segundo emitimos?

Q.: Qual o fluxo luminoso (potência/área) através de

nossa pele?

Espectros de emissão

Níveis de energia do hidrogênio:

Linhas de emissão

no átomo de

Hidrogênio

NúcleoNível limite

externo

Contínuo

n=1

n=2

n=3

n=4

n=5

n=6

n=

Estado

fundamental

Lb

Lyman

La

Lg

Ld

Balmer

Ha

Hb

HgHd

Pa

Paschen

Pb Pg Pd

Ba Bb

Brackett

Bg

Bd

Pfund

Fa Fb

Fg

Fd

Transição

ressonante

Espectros nebulares

Efeito Doppler

(l-lo)/lo = Dl/l = v/c

v<0

blueshift

v>0

redshift

Para v<<c

Speedy spectra

• If the spectrum (emission or absorption)

were compared to a known, calibrated

spectrum for a similar object which is

not moving relative to Earth, then the

same features would be there but would

all be shifted towards the blue end of

the spectrum.

Spectrum from object not moving relative to Earth

Spectrum from object moving rapidly towards Earth

All features basically

the same, but shifted

towards the blue

Red Shift

• Similarly, if an object emits light as it

moves rapidly away from us, then its

light is “stretched” and all features of the

spectrum are shifted towards the red

end of the spectrum. Spectrum from object not moving relative to Earth

Spectrum from object moving rapidly away from Earth

All features basically

the same, but shifted

towards the red

Efeito Doppler(l-lo)/lo = Dl/l = v/c

Q. A linha espectral Ha (l=6562.8 A) de uma estrela

foi observada na posição 6561.8 A. a) Qual a

velocidade da estrela? b) ela está se aproximando ou

se afastando de nós?

Alargamento por expansão

flux

wavelength

Alargamento térmico de linhas

Estrela

quenteflux

wavelength

Estrela

fria

wavelength

flux

Alargamento rotacional

Rotação

rápidaflux

wavelength

Rotação

lenta

wavelength

flux

Tipos espectrais: OBAFGKM RNSOh, Be A Fine Girl Kiss Me Right Now Swit Hearth

• Tipo O: temperatura de 20 000 a 35 000 K; cor branco-

azulada; apresenta linhas do HeII (He uma vez ionizado).

Exemplo: d Ori (Mintaka).

• Tipo B: temperatura de 10 000 a 20 000 K; cor branco-

azulada; apresenta linhas do HeI (He neutro). Exemplos: b

Ori (Rigel),a Vir (Spica).

• Tipo A: temperatura de 8000 a 10000 K; cor branca; linhas do

He ausentes, linhas do H em sua intensidade máxima; linhas

do CaII fracas. Exemplos:a CMa (Sirius),a Lyr (Vega).

• Tipo F: temperatura de 6500 a 8000 K; cor branco-amarelada;

linhas do H mais fracas; linhas do CaII mais fortes; linhas de

“metais” neutros FeI, CrI. Exemplo:a Pup (Canopus).

• Tipo G: também chamado de “tipo solar”, apresentam cor

amarelada; temperatura entre 5000 e 6000 K; linhas do H

fracas; linhas de metais mais fortes. Exemplos: Sol, a Aur

(Capella).

• Tipo K: cor alaranjada; temperatura entre 3800 e 5000 K;

linhas do CaII atingem intensidade máxima; muitas linhas

de metais. Exemplos: a Tau (Aldebaran) e a Boo

(Arcturus).

• Tipo M: cor avermelhada; temperatura cerca de 3000 K;

espectro dominado por bandas de absorção moleculares do

TiO; contínuo fraco no azul. Exemplos: a Sco (Antares), o

Ceti (Mira),a Ori (Betelgeuse).

• Os tipos R, N e S referem-se a diferentes composições

químicas, são tão frias quanto as tipo M e seu espectro é

dominado por bandas de absorção moleculares do ZrO,

VO, etc.

• Cada tipo espectral é subdividido em sub-classes

espectrais: ...A0, A1, A2 ...A9, F0, F1, F2...

A intensidade das linhas espectrais depende da

temperatura da estrela:

O Diagrama Hertzprung-Russell (ou HR)

Como distinguir entre diferentes classes de

luminosidade?

• Qual é a diferença entre o espectro de uma estrela

supergigante (ou gigante) de tipo espectral M de outra anã

M de sequência principal?

• A gravidade superficial de uma estrela é dada pela

expressão:

• Quanto maior a gravidade, maior a pressão, que torna as

linhas espectrais mais alargadas (um efeito quântico).

Como distinguir entre diferentes classes de

luminosidade?

• Qual é a diferença entre o espectro de uma estrela

supergigante (ou gigante) de tipo espectral M de outra anã

M de sequência principal?

• A gravidade superficial de uma estrela é dada pela

expressão:

• Quanto maior a gravidade, maior a pressão, que torna as

linhas espectrais mais alargadas (um efeito quântico).

Linhas mais largas pressupõem maior

gravidade

Classes de luminosidade

Ia - supergigantes luminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia) -

L=40550 Lo

Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab) -

L=12246 Lo

II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII) -

L=4875 Lo

III - gigantes. Exemplo: Aldebaran (K5III) - L=100 Lo

IV - subgigantes. Exemplo: Acrux (a Crucis - B1IV) -

L=3076 Lo

V - anãs (sequência principal). Exemplo: Sol (G2V) -

L=1 Lo

Exemplo: alargamento de linhas por pressão

asas da linha: efeito stark