Apresentação do PowerPoint - Propostas para o Ensino de Física
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Medidas Astronômicas Ruth Bruno A beleza de uma noite estrelada causa encantamento e admiração a todos. Também é fonte de inspiração para muitos artistas... Pintura: “Noite estrelada sobre o rio Ródano” de Vincent Van Gogh. Mas como o céu é visto pelos astrônomos? Observação a olho nu Uma das fotos feitas por Babak Tafreshi em sua viagem ao deserto do Saara, na África Observatório Terrestre Observatório Soar, em Cerro Pachón, no Chile Telescópio ótico e infravermelho O Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) é o maior projeto astronômico existente, um telescópio revolucionário, composto por uma rede 66 antenas móveis, entre 7 e 12 metros de diâmetro, que podem ser rearranjadas conforme a necessidade. Planalto do Chajnantor, a uma altitude de 5.000 metros nos Andes Chilenos Telescópios espaciais James Webb (infravermelho) Hubble (Visível-infravermelho) Como medir as distâncias dos astros no céu? UNIDADE ASTRONÔMICA 1 AU = 149.600.000 km PARSEC • Parsec (pc): 206265 U.A.=3,26 a.l. • Kiloparsec =1.000 pc • Megaparsec =1.000.000 pc ANO-LUZ Distância que a luz viaja em um ano: 365,25 dias/ano x 24 horas/dia x 3600s/dia x 300.000 km/s = 9,5x1012 km = 9.5x1015 m Distâncias de alguns objetos astronômicos 1,3 segundos-luz 8,3 minutos-luz http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap010428.html www.astro.iag.usp.br 11 horas-luz 4,3 anos-luz www.enterprisemission.com http://cienciahoje.uol.com.br/view/2004 100 mil anos-luz www.diomedes.com/vialactbraz.jp 2,3 milhões de anos-luz http://universe-review.ca/option2.htm Determinação de Distâncias:Paralaxe Paralaxe Paralaxe Geocêntrico Paralaxe Heliocêntrico Localização de um astro ao passar dos anos Medidas de Diâmetros Angulares de Objetos Celestes Medida do Raio da Terra Medida do Diâmetro do Sol Unidade Astronômica Medida da Unidade Astronômica usando a técnica de Paralaxe e o trânsito de Vênus 1 UA = 150 milhões de quilômetros Brilho de uma Estrela A lei do Inverso do Quadrado da distância e o brilho aparente de uma estrela •Energia emitida por unidade de tempo: luminosidade •Quantidade de energia emitida por unidade de tempo e por unidade de área que chega à Terra: fluxo (ou brilho aparente) L B 4d 2 Medindo-se B, com um fotômetro, e sabendo-se d, encontra-se a luminosidade L da estrela Relação entre Luminosidade, Raio e Temperatura Onde é a constante de Stefan-Boltmann MAGNITUDE Caracteriza o brilho de um astro e substitui a noção de grandeza dos antigos astrônomos. Escala de magnitudes: determinada de maneira a concordar com a antiga escala de grandezas. (Hipparchus – 190 a 120 BC) Magnitude Aparente Magnitude de um astro obtida através da observação, independentemente de seu fluxo radiante intrínseco. Exprime o brilho aparente. Magnitude Absoluta Magnitude que teria uma estrela se fosse colocada a uma distância padrão de referência de 10 pc, o que exprimiria seu brilho absoluto. Classificação de Hipparchus Objeto Escala atual: extensão da escala de Hipparchus – valores negativos correspondem a estrelas mais brilhantes Magnitude Sol -26,5 Lua Cheia -12,5 Vênus -4,4 Júpiter -2,5 Sirius -1,4 Polaris +2,0 Olhu nú +6,0 Telescópio Visual +20,0 Telescópio Eletrônico +26,0 Como sabemos qual a temperatura de uma estrela? O ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO ONDE ESTÃO AS ESTRELAS ? Estrelas no eixo principal da Via Láctea: obscurecidas pela poeira quando observadas na faixa de luz visível (figura à esquerda) e brilhantes, quando observadas em infravermelho (figura à direita) LUZ VISÍVEL E RADIAÇÃO INFRAVERMELHA Imagens de Andrômeda em luz visível e em infravermelho VISÃO EM ULTRAVIOLETA Imagem em ultravileta dos anéis de Saturno, obtida com a sonda Cassini: as faixas em turquesa são compostas basicamente por gelo, enquanto as vermelhas são feitas de poeira espacial. ONDAS RÁDIO Esta imagem mostra as ondas rádio produzidas pela Galáxia Espiral M81. As regiões vermelhas e amarelas são as espessas nuvens de gás (hidrogênio), onde se formam as estrelas. LUZ VISÍVEL E RAIOS X À esquerda, imagem de Sírius A e B obtida com o telescópio de raio-X do satélite Chandra. Enquanto no visível (direita) Sírius A é 10 000 vezes mais brilhante do que Sírius B, no raio-X Sírius B é a mais brilhante. As raias são reflexo na estrutura de sustentação do equipamento. ESPECTROSCOPIA Através da espectroscopia é possível investigar a composição e o movimento dos objetos distantes. Luz de diferentes cores sofre diferentes inclinações quando refratada por um vidro ou outro meio transparente. A luz branca, que é composta de todas as cores, pode ser separada em várias cores pela refração, produzindo um espectro completo de cores ESPECTRÓGRAFO ESPECTROS CONTÍNUO, DE EMISSÃO E DE ABSORÇÃO TIPOS DE ESPECTROS A tabela abaixo mostra informações sobre as principais classes espectrais: Classe Espectral Cor da Estrela Temperatura Superficial (K) Exemplo O azul 30.000 Mintaka B branco-azulado 20.000 Rigel A branco 10.000 Sírius F branco-amarelado 7.000 Prócion G amarelo 6.000 Capella K alaranjado 4.000 Aldebarã M vermelho 3.000 Betelgeuse Lei de Stefan-Boltzmann O fluxo (energia por unidade de área, por unidade de tempo) de um corpo negro é: F T 4 Para uma estrela, temos: Festrela Tef4 onde Tef é a temperatura de um corpo negro que emite a mesma quantidade de energia por unidade de área e por unidade de tempo que a estrela LEI DE WIEN mT cte CURVA DO SOL RADIAÇÃO DE FUNDO EFEITO DOPPLER EFEITO DOPPLER DO SOM E DA LUZ REDSHIFT E BLUESHIFT DESLOCAMENTO DAS LINHAS ESPECTRAIS RECESSÃO E APROXIMAÇÃO v c para v c Referências http://www.on.br/site_edu_dist_2011/pdf/modulo2/medindo_as_estrelas.pdf http://astro.if.ufrgs.br/index.htm http://www.inovacaotecnologica.com.br/index.php www.wisp.physics.wisc.edu www.astro.ucla.edu www.phy.questu.ca www.itl.chem.ufl.edu http://www.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/ESPECTROGRAFO/index.html http://www.apolo11.com
