Conceitos de
Astrofísica
Coordenadas celestes::
Localizando as estrelas no céu
Magnitude, Fluxo e Luminosidade:
estrelas
Espectroscopia:
Comparando o brilho das
Comparando a temperatura e a
composição química das estrelas
João Francisco C. Santos Jr.
Grupo de Astrofísica
V.3
DF-ICEx/UFMG
Sirius ( CMa)
Onde fica?
Qual o seu brilho?
E sua temperatura superficial?
Coordenadas celestes
Magnitude e luminosidade
Espectro e radiação de corpo-negro
Sirius
Três Marias
Betelgeuse
Coordenadas Equatoriais de Sirius:
 = 06h 45m 08.92s
 = -16° 42’ 58.0’’
época 2000.0
Magnitud
e
I
II
Hipparchus (sec. II a.C.):
1000 estrelas classificadas em 6 grupos
III
estrelas de magnitude I são 100 vezes mais
brilhantes que as de magnitude VI
IV
V
VI
Escala de Magnitude
(m)
●
Estrelas com 1 < m < 6
 m   F (fluxo=energia emitida por segundo e por unidade de
área)
●
Definição precisa
m6 - m1 = 5  F1/F6 =100
●
Escala do olho humano  log
m6 - m1 = cte* log(F1/F6)
cte = 2.5
Magnitude Aparente
Para duas estrelas A e B:
mA - mB = 2.5 * log(FB/FA)
No visual, mV,
V(Sol) = - 26.8
V(* HST) = 30
Quantas vezes Sirius é mais brilhante do que Betelgeuse
?
V(Sirius) = -1.5,
V(Betelgeuse) = 0.4
Vsirius - Vbetel. = 2.5 * log(Fbetel./Fsirius)  Fsirius = 5.75 Fbetel.
Escala de Temperatura (T)
Corpo-negro
e
Temperatura
• Lei de Wien:
 pico emissão  1 / T
• Lei de Stefan:
F  T 4
[E/ t A]
Fluxo (F) e Luminosidade
(L)
F = L / (4 r 2)
[F] = [E / ( t A)]
Para r = R*
L = 4R*2  T 4
Distância (r)
Paralaxe p(")
r(pc) = 1 / p(”)
Sirius: 2.7 pc
animação
Magnitude Absoluta
M  m(10 pc)
m - M = 2.5 * log (FM / Fm)
Mas
Fm = L / 4 r 2
e
FM = L / 4 (10) 2
Assim,
m - M = 2.5 * log (r 2 / 10 2) =
= 5 * log r - 5
Sirius: r = 2.7 pc , V= -1.5  MV = 1.3
Espectroscopia
Classificação das ondas
eletromagnéticas:
Raios gama
  10-3 nm
Raios X
 de 10-3 a 10nm
UV
 de 10 a 300nm
Visível
 de 400 a 800 nm
Infravermelho
 de 1 a 103 m
Microondas
 de 1 mm a 10 cm
Rádio
 > 1cm
Espectro

Espectro do Sol:
Distribuição de energia com o
comprimento de onda (ou
freqüência)
Espectros Estelares
Sirius
Betelgeuse
Origem das linhas espectrais
Modelo de Bohr (1915): elétrons em órbitas
quantizadas de energias bem definidas
Transições eletrônicas de um orbital para outro
produzem as linhas espectrais
Energia de uma órbita do átomo de
hidrogênio
E=-(13,6 eV)/n2
onde n= número da órbita.
Quando um elétron passa de uma órbita (nível) de energia maior, n1 ,
para outra de energia menor, n2 , um fóton é emitido com energia:
Efóton = En1 - En2
E a freqüência deste fóton é dada por:
Efóton = h* = hc/
Diagrama de níveis de energia
Espectro de absorção do H
Absorção de fóton com energia correspondente à transição
de um nível mais baixo para outro mais alto
Mecanismos de balanço de energia
Leis de Kirchhoff (1859)
1) Um gás muito comprimido, um sólido ou um líquido
quente e opaco emite um espectro contínuo.
2) Um gás quente e transparente gera um espectro de
linhas de emissão características da composição química
do gás
3) Se radiação eletromagnética passa através de um gás
relativamente frio, este gera um espectro de linhas de
absorção características da composição química do gás.
Linhas características de diversos
elementos
Tipos Espectrais
O BAFGKM
Sirius
T=10000K
Tipos Espectrais
O h! Be A Fine Girl, Kiss Me!
Espectro: representação
gráfica x imagem
Fluxo

Corpo negro x espectro solar
Conclusões
Observações
Teoria


distâncias
corpo negro
magnitude, fluxo
modelo atômico
espectro



Luminosidade, Temperatura, Composição química