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
4d 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