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ASTROFÍSICA<br />
OBSERVACIONAL
Roteiro<br />
Aula 1<br />
Radiação<br />
<strong>Telescópios</strong><br />
Instrumentos: espectrógrafos<br />
Detectores<br />
Aula 2<br />
Espectroscopia<br />
Fotometria<br />
Imageamento<br />
Outras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometria<br />
Grandes levantamentos (Surveys)
Corpo Negro<br />
• Todo objeto emite radiação<br />
caracterizada pelo movimento<br />
de suas partículas<br />
constituintes<br />
• A radiação emitida está<br />
distribuída em uma faixa do<br />
espectro eletromagnético,<br />
com um pico em um<br />
freqüência definida pela sua<br />
temperatura característica →<br />
Função de Corpo negro ou<br />
Função de Planck
• Lei de Wien: o pico da função<br />
de corpo negro se desloca de<br />
acordo com a temperatura do<br />
corpo emissor<br />
λ max ∝ T -1<br />
+ frio → + vermelho<br />
+ quente → + azul<br />
• Lei de Stefan: energia<br />
irradiada aumenta rapidamente<br />
com a temperatura<br />
E ∝ T 4
Comprimento de onda<br />
freqüência<br />
As “cores” do feixe de<br />
radiação são determinadas<br />
pela sua freqüência ou<br />
comprimento de onda<br />
Radio: radar, microondas, AM,<br />
FM, UHF, VHF<br />
Infravermelho (IV): calor<br />
Visível: olho humano sensível<br />
a 4000-7000Å<br />
Ultravioleta (UV)<br />
Raios X: aplicações médicas<br />
Raios Gama: radioatividade<br />
Faixas Espectrais<br />
Comprimento de onda<br />
freqüência
Espectro eletromagnético<br />
Radio<br />
IV<br />
UV<br />
Raios X<br />
Raios gama
Escala de radiação<br />
eletromagnética<br />
Baixa freqüência: luz visível, infravermelho,<br />
microondas → menor energia, menor poder de<br />
penetração<br />
Alta freqüência: UV, raios X, raios gama → maior<br />
energia, maior poder de penetração, podem ser<br />
nocivas à saúde
Δ λ Aplicações Notas<br />
Radio Nuvens de gás interestelar, centro da<br />
Galáxia, estrutura da Galáxia, galáxias<br />
ativas<br />
IV Formação estelar, estrelas frias, centro<br />
da Galáxia<br />
Visível Planetas, estrutura da Galáxia, evolução<br />
estelar<br />
• Emissão radio pode ser<br />
detectada durante o dia<br />
• Atmosfera ~ transparente<br />
Atmosfera ~ transparente<br />
Atmosfera transparente<br />
UV Meio interestelar, estrelas quentes Atmosfera opaca<br />
Raios X Estrelas de nêutrons, buracos negros,<br />
núcleo ativo de galáxias<br />
Raios γ Estrelas de nêutrons, núcleo ativo de<br />
galáxias<br />
Atmosfera opaca<br />
Atmosfera opaca
a<br />
b<br />
c<br />
Como se forma<br />
um espectro?<br />
a) Fonte de emite radiação contínua:<br />
luz passa pelo prisma e forma um<br />
espectro contínuo<br />
b) Luz emitida por gás de hidrogênio<br />
excitado: o espectro é formado por<br />
linhas de emissão<br />
c) Luz re-emitida por um gás frio na<br />
frente de uma fonte de radiação<br />
contínua: linhas de absorção<br />
sobrepostas a um espectro<br />
contínuo<br />
Contínuo<br />
Emissão<br />
Absorção
hν<br />
Emissão<br />
Processos Radiativos<br />
Absorção<br />
ΔE = E 2 – E 1 = hν<br />
E 2<br />
E 1<br />
E 2 >E 1<br />
1 → 2: absorve ΔE<br />
2 ← 1: emite ΔE<br />
2 estados ligados: excitação<br />
Transição ligado-livre: ionização<br />
2 estados livres: contínuo<br />
Linhas espectrais
P<br />
κ<br />
T<br />
M M<br />
M<br />
N<br />
e<br />
M<br />
Onde se<br />
formam as<br />
linhas de<br />
absorção?
Série de Balmer:<br />
Átomo de Hidrogênio<br />
Átomo mais simples: 1 elétron<br />
Bohr:<br />
Energia do n o nível é E n =13.6(1-1/n 2 ) eV<br />
Séries de hidrogênio:<br />
Lyman (n=1): 1216Å, 1026Å, 923Å...<br />
Balmer (n=2): 6563Å, 4810Å, 4340Å...<br />
Paschen (n=3): 18761Å, 8202Å...
Espectros compostos<br />
Gás puro de cada elemento tem o seu espectro característico<br />
O que acontece quando vários elementos são combinados?
Espectros<br />
Estelares<br />
O 30.000 He II forte, H fraco,<br />
M III-IV...<br />
B 20.000 He I, H moderado, M II<br />
A 10.000 He I fraco, H forte, M II<br />
F 7.000 M I-II, H moderado<br />
G 6.000 M I-II, H fraco<br />
K 4.000 M I forte, H fraco<br />
M 3.000 M I forte, moléculas, H<br />
muito fraco
T<br />
↓<br />
G<br />
↓<br />
T<br />
↓
Linhas de absorção<br />
Linhas de emissão<br />
Dispersão Gráfico: intensidade ×<br />
da luz comprimento de onda<br />
Estrelas<br />
Galáxias,<br />
nebulosas
Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia<br />
Raias escuras: absorção de energia em uma determinada<br />
freqüência (ou λ)<br />
Espectros típicos de estrelas
Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia<br />
Raias claras: emissão de energia em uma determinada<br />
freqüência (ou λ)<br />
Espectros<br />
típicos de<br />
objetos difusos<br />
(galáxias,<br />
nebulosas<br />
planetárias) ou<br />
objetos com<br />
disco
<strong>Telescópios</strong><br />
Função principal: capturar fótons<br />
provenientes de uma determinada região do<br />
céu e concentrá-los no seu foco
<strong>Telescópios</strong><br />
<strong>Telescópios</strong> podem operar também no radio, UV, R-X...<br />
satélites<br />
Radiotelescópio IUE: UV<br />
Chandra: R-X
Observações a partir do solo<br />
Interação radiação x atmosfera<br />
Extinção: luz é espalhada ao interagir com uma<br />
partícula. O espalhamento depende do λ da luz incidente<br />
e do tamanho da partícula espalhadora.<br />
Ex: luz visível sobre partículas de poeira (d~1 μm) →<br />
a luz azul é mais espalhada do que a vermelha<br />
Refração: feixe de luz sofre desvio da sua direção<br />
incidente quando passa de um meio para outro.<br />
Turbulência atmosférica → cintilação (seeing)
<strong>Telescópios</strong> óticos<br />
Refrator ou<br />
luneta → lente<br />
concentra os<br />
raios de luz<br />
Refletor →<br />
espelho<br />
concentra os<br />
raios de luz
<strong>Telescópios</strong><br />
• Função: concentrar os<br />
fótons emitidos por uma<br />
fonte<br />
• Refratores e refletores<br />
• Configuração de<br />
espelhos: diferentes<br />
focos<br />
• Distância focal F:<br />
distância entre o centro<br />
do espelho primário e o<br />
foco primário<br />
Razão focal f=F/D
Grandes<br />
<strong>Telescópios</strong><br />
Grandes telescópios →<br />
novas tecnologias<br />
Espelho mosaico<br />
Gemini: D=8 m, h=20 cm Cerro<br />
Pachon, Chile<br />
Combinação de imagem<br />
VLT (Very Large Telescope): 4<br />
telescópios de 8 m, que podem<br />
trabalhar separadamente ou<br />
combinados (equivalente a<br />
D=16 m) Cerro Paranal, Chile
<strong>Telescópios</strong> MUITO grandes...<br />
European Extremely Large<br />
Telescope (E-ELT)<br />
Cerro Amazones, Chile, h=3060 m<br />
Mosaico ~1000 espelhos, 1.4m cada<br />
Abertura=39.3 m<br />
Operação em 2021 (?)
Óptica Ativa<br />
Novos telescópios:<br />
espelhos grandes e finos<br />
são flexíveis e sensíveis<br />
à deformação devido ao<br />
peso<br />
Óptica Ativa: Correções<br />
opto-mecânicas no<br />
espelho primário para<br />
mantê-lo uma parábola<br />
perfeita, corrigindo os<br />
efeitos gravitacionais.
Óptica Adaptiva<br />
Luz que passa pela atmosfera é distorcida pela turbulência e a imagem<br />
torna-se “borrada”. Este efeito pode ser minimizado pela altitude e<br />
condições climáticas do <strong>Observatório</strong>.<br />
Óptica adaptativa: sistema<br />
óptico-mecânico que<br />
compensa a perturbação<br />
atmosférica sofrida pela luz<br />
incidente.<br />
Vibração dos espelhos<br />
secundário e terciário do<br />
telescópio com freqüências<br />
de 10 a 100 Hz.
• Refração da luz<br />
incidente: luz branca<br />
→ espectro<br />
• Lei de Snell<br />
μ 1 (λ) seni=μ 2 (λ) senr<br />
λ ↑ refração menor<br />
• Principais<br />
componentes:<br />
colimador +<br />
elemento dispersor<br />
(prisma, redes de<br />
difração, echelle) +<br />
detector (CCD)<br />
Espectrógrafos
Esquema de um Espectrógrafo de Alta Resolução<br />
FEROS<br />
Colimador primário<br />
Rede “Echelle”<br />
Colimador secundário<br />
Prisma de dispersão cruzada<br />
Câmera
R<br />
Poder<br />
Resolutor<br />
A habilidade de um espectrógrafo de<br />
separar dois comprimentos de onda é<br />
chamada resolução espectral.<br />
Maior resolução →<br />
• maior detalhamento do espectro<br />
• intervalo espectral coberto é menor<br />
• informação sobre a distribuição geral<br />
de energia é perdida<br />
Menor resolução →<br />
• menor detalhamento<br />
• características gerais do espectro
DETECTORES<br />
Os objetos astronômicos<br />
são, em geral, pouco<br />
luminosos → é necessário<br />
“acumular” fótons<br />
Pesquisa científica → é<br />
necessário quantificar e<br />
registrar da maneira mais<br />
precisa possível cada<br />
evento observado<br />
Detectores
• Emulsão fotossensível sobre<br />
placa de vidro<br />
• Controle do tempo de<br />
incidência da luz<br />
Maior “tempo de exposição” →<br />
maior sensibilização da placa<br />
• Sensível visível/UV<br />
• Grande área coletora<br />
Placa fotográfica<br />
• Digitalização da imagem Filme=base plástica + emulsão fotossensível
Charge Coupled Device -<br />
CCD<br />
Matriz de dispositivos semicondutores de<br />
silício (unidade = pixel)<br />
Princípio básico:<br />
transferência da carga<br />
elétrica armazenada de<br />
um pixel para outro<br />
pixel adjacente.<br />
Eficiência quântica:<br />
capacidade do CCD de<br />
gerar cargas através da<br />
incidência de fótons.
Telescópio<br />
Dados<br />
Armazenamento,<br />
análise<br />
Instrumento,<br />
detector
OPD 1.60 m<br />
Pico dos Dias (1864 m)<br />
Brazópolis/MG<br />
Instrumentos disponíveis:<br />
Espectrógrafo de baixa resolução (R
SIFS - Espectrógrafo óptico de IFU<br />
Goodman - Espectrógrafo Óptico<br />
SOI - Imageador Óptico<br />
SOuthern<br />
Astrophysical<br />
Research Telescope<br />
Cerro Pachón, Chile<br />
(2737 m)<br />
Spartan - Câmera IV de alta resolução<br />
OSIRIS - Espectrógrafo para o IV próximo.<br />
Brasil (30%) + Universidades US<br />
primário: 4.1 metros
Mauna Kea,<br />
Havaí (4214 m)<br />
Gemini Norte (8m)<br />
Espectrógrafo multi-objetos (visível)<br />
Espectrógrafo (IR)<br />
Imageador (visível)<br />
Cerro Pachón,<br />
Chile (2737 m)<br />
Gemini Sul (8m)<br />
Coronógrafo<br />
Imageador (IR)<br />
Espectrógrafo multi-objetos (visível)<br />
Espectrógrafo de alta resolução (visível, IR)
La Silla<br />
(2500m)<br />
NTT (3.6m),<br />
3.6m,<br />
2.2m (+)<br />
ESO<br />
European<br />
Southern<br />
Observatory<br />
Cerro Paranal (2600m)<br />
4x 8.2m tel. (VLT)
ESO 2.2 m<br />
European Southern Observatory, Chile<br />
La Silla (2500m)<br />
FEROS: espectrógrafo R~48.000, 3600-9200 Å<br />
WFI (wide field camera): imageador
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