Rad 1 - Q 2 - E da lu 3 – astro 4 - O Com 5 – ( Qua desc linha para

Campus
C
Itapetininga
Prof.
P
Alberto
o Moreau
Liista #3 de Astronomia
A
Radiação Elettromagnéttica
Q informações pod
demos obte
er da radia
ação eletromagnética
a?
1 - Que
2 - Explique
E
c
com
suas palavras,
p
q
qual
é o comportam
c
mento dual onda-parttícula
da lu
uz, e dê exxemplos em
m que situa
ações em que temoss esta distin
nção.
as, o que é o efeito
o Doppler,, e como ele pode ser usado na
3 – Em onda
astro
onomia?
4 - O que são
o as linhass espectra
ais? Que in
nformaçõe
es podemo
os obter de
elas?
Com
mo elas pod
dem ser ussadas na astronomia
a
a?
5 – (a)
( Qual é a diferençça entre ass linhas de emissão e linhas de
e absorção
o? (b)
Qual foi o con
ntexto histtórico em que o ele
emento He
e da tabela periódic
ca foi
desccoberto? (cc) De acorrdo com a teoria de Niels Bohrr, como sã
ão formada
as as
linha
as espectra
ais de abso
orção e de
e emissão?
? (d) Quaiss são as Le
eis de Kirchhoff
para
a radiaçõess provenien
ntes de um
ma fonte?
Radiação do corpo
c
neg
gro:
1 – (a)
( Expliqu
ue com sua
as palavra
as, como se dá a em
missão de rradiação de
e um
corp
po negro. Porque
P
que
e ele para de emitir radiação a uma temperatura de
d 0K
(zero
o Kelvin). (b) O que
e significa dizer que o corpo negro
n
está
á em "equilíbrio
term
modinâmico
o"? (c) Que
e informaçã
ão podemo
os adquirirr do espectro contínu
uo do
corp
po negro? Esboce
E
um
m gráfico de
d intensida
ade pela frrequência deste espectro
conttínuo. (d) Como
C
esta teoria pod
de ser aplic
cada em asstronomia?
?
s
radia
ação do corpo
c
neg
gro? Calcu
ule a
2 - O que diiz a lei diz Wien sobre
peratura para
p
os co
omprimenttos de onda máxim
mo de 100
0nm, 500n
nm e
temp
900n
nm.
ol
O So
1 - Quais
Q
são as
a nossas motivaçõe
es em estu
udar o sol?
2 - Por que se estuda
a a sismo
ologia da superfície
e solar? E
Em que estas
e
inforrmações po
odem nos ajudar?
D
resu
umidamentte:
3 - Defina
a) O núcleo solar
s
b) A zona rad
dioativa
c) A zona co
onvectiva
d)
A atmosfera solar
4 - O que são as manchas solares? E as proeminências solares?
Magnitudes e Diagrama HR
1- Explique com as suas palavras:
(a) O que são a magnitude aparente e a magnitude absoluta de uma estrela.
(b) Por que o olho humano enxerga em “escala logarítmica”? Onde que este fato se
enquadra nas escalas de magnitude definidas por Hiparco e Ptolomeu?
(c) Porque a magnitude é definida como uma “escala invertida”?
(d) Até magnitude o olho humano consegue detectar? E um binóculo? E o telescópio
Keck?
2- Com o índice de cor de uma estrela, podemos avaliar qual é a sua temperatura com
base nas magnitudes no azul (mB) e no visível (mV). Desenhe um espectro de radiação
do corpo negro para três estrelas, onde você possa identificar as intensidades de mB e
mV e classificar as estrelas como fria (~3000K), "intermediária" (12000K), e quente
(30000K). Lembre-se que estas temperaturas são da superfície das estrelas.
3- O Sol possui magnitude aparente visual m = –26,8.
(a) Calcule sua magnitude absoluta (M).
(b) O telescópio do Palomar é sensível a estrelas com magnitudes tão fracas quanto
+19. A que distância máxima (em pc) uma estrela idêntica ao Sol pode estar para
ainda ser visível por esse telescópio?
4- A magnitude aparente V de duas estrelas é +7,5 para ambas, mas suas magnitudes
no filtro azul são: B1= 7,2 e B2= 8,7.
(a) Qual é o índice de cor (B-V) de cada estrela?
(b) Qual das estrelas é mais “azulada”, qual a que possui temperatura superficial mais
quente?
5- Duas estrelas de mesma magnitude aparente (m) possuem magnitudes absolutas
distintas: M1 = 3 e M2 = 8.
(a) Qual é a estrela mais distante?
(b) Quantas vezes ela está mais distante que a outra?
6- Uma estrela variável muda de brilho por um fator 12. Em quanto isso altera sua
magnitude?
7- No que a poeira interestelar pode modificar na observação de uma estrela? O que é
feito para corrigir a sua influência nas medidas de distância de uma estrela? Dê um
exemplo numérico.
8- A medida do tipo espectral nos permite determinar a T, Luminosidade e cor (B-V)
intrínsecas de uma estrela. Dessa forma, pode-se determinar empiricamente a
extinção λ em várias regiões da Galáxia comparando-se estrelas de mesmo tipo
espectral, mas com avermelhamentos distintos causados por diferentes quantidades
de poeira interestelar em diferentes comprimentos de onda. Verifica-se que λ = 3 em
varias regiões da Galáxia. Determine a distancia (d) de uma estrela com m= -27 e
M=4.77 avermelhada por poeira interestelar e compare com a distancia de uma estrela
com as mesmas características não afetada por extinção interestelar.