Notas de aula do curso INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210) LUZ E TELESCÓPIOS. Prof.: Enos Picazzio

(1)

Notas de aula do curso

INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210)

LUZ E TELESCÓPIOS

Prof.: Enos Picazzio

.

Notas de aula do curso

INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210)

LUZ E TELESCÓPIOS

Prof.: Enos Picazzio

. el es có pi o SOA R , C er ro Pac ho n (C hi le )

(2)

Se nos dissessem que eles eram

“gêmeos univitelinos”,

(3)

Pois a Luz é mais enigmática ainda!

• Experimentos revelam uma ambiguidade

da luz:

¬

ela tem natureza corpúscular e ondulatória,

ao mesmo tempo.

(4)

Luz e

Telescópios

•

• A

A

Natureza

da

Luz

• Óptica e Telescópios

• Radio Astronomia ...

(5)

1000 a.C.:

Luz consistia de partículas diminutas

Newton:

Usou essa concepção para explicar os fenômenos de reflexão e refração

Huygens (1670):

Explicou várias propriedades da luz tratando-a como onda

Young (1801):

Fortaleceu o conceito de onda mostrando a interferência

Maxwell (1865):

Ondas eletromagnéticas viajam a velocidade (da luz) finita

Planck:

(a) Radiação eletromagnética é quantizada. Isto implica na característica de partícula (b) Explicou o espectro eletromgnético emitido por objetos aquecidos (radiação de

corpo negro)

Einstein:

A luz tem natureza de partícula. Explicou o efeito fotoelétrico

A n

(6)

• Luz viaja em linha reta num meio homogêneo.

Quando muda de meio, altera a direção.

• Feixe de luz é conceito decorrente da

aproximação de raio.

• Raio de luz é uma linha imaginária desenhada ao

longo da direção em que a luz viaja.

A n

(7)

Próximo a uma fonte pontual, as frentes de onda (i.e., superfícies de fase contante) são circulares em 2 dimensões e esféricas em 3 dimensões.

Longe do fonte pontual, as frentes de onda são aproximadamente lineares ou planas. A linha perpendicular à frente de onda e na direção de propagação é denominada raio.

A n

ature

za da luz

Fonte Pontual Frentes de onda Raio Raio Onda Raio Frente de onda

(8)

• Raio

ϕ

: incidente

• Raio

κ

: refletido

• Raio

λ

: refratado

• Raio

µ

: internamente

refletido

• Raio

ν

: refratado assim

que atinge o ar ao sair

do cubo

Reflexão e

(9)

Luz:

propriedades

Propriedades de raio luminoso

• Reflexão: desvio de direção do raio luminoso quando este incide sobre uma superfície.

(10)

(11)

Refle

xão Esp

ecular

e Difusa

• Reflexão especular é a reflexão numa superfície lisa

• Os raios refletidos são paralelos entre sí

• Reflexão difusa é a reflexão de uma superfícies rugosa (não lisa)

• Os raios refletidos viajam em direções diversas

(12)

Especular

Difusa

Refle

(13)

(14)

(15)

Luz:

propriedades

Propriedades de raio luminoso

• Refração: desvio de direção do raio luminoso quando este passa por meios diferentes.

(16)

Í

nd

ic

e

de

refra

ção

• Velocidade da luz é constante NUM MESMO MEIO.

Seu valor muda com a natureza do meio.

• O

índice de refração

é quem define a velocidade da

luz

→

cn.

v

c

n

=

velocidade da luz no vácuo velocidade da luz no meio índice de refração n = 1 no vácuo n > 1 em outro meio

v = c/n

água é mais

densa que o ar

ar

água

v = c

(17)

Constância da

Frequ

ê

nc

ia

• Na mudança de meio a

freqüência não se altera

– Mas a velocidade e o

comprimento de onda sim

– As frentes de onda se

arranjam de tal forma que a

frequência se mantém

(18)

Variação do comprimento de onda

f

v

c

n

λ

₀

=

n=

λ

₀

/

λ

_n

comprimento de onda no vácuo

comprimento de onda no

meio de índice refrativo n

(19)

A quantidade de energia que passa pela “pirâmide” é conservada. O que varia é a “área transversal da pirâmide”, relativa a uma distância qualquer do vértice.

Como a área aumeta com o quadrado da distância a intensidade da luz decai com o quadrado da distância. Isto se mede através do “fluxo”:

Fluxo = energia / área

Fluxo = energia / área ×××× tempo_tempo

B ∝

∝ 1 / d

2

B ∝

∝ 1 / d

2

Lei de Propagação da

Luz

Fonte Luminosa

(20)

Luz:

Onda ou Partícula

?

Para Newton era partícula

(21)

Ondas Eletromagnéticas

• As ondas são descritas por:

– comprimento de onda, λ

– freqüência, ν

– velocidade, v = λ×ν (v = 3 × 108 _{m/s, no vácuo)}

– energia, E_ν = h×ν (h=6,63×10-34 _{Js, cte de Planck)} •

• OOnda nda luminosa (luminosa (electromagnéticaelectromagnética): ): é uma perturbação

eletromagnética, que apresenta oscilações nos campos elétrico e

magnético que não necessita de meio material para propagar-se. Ela resulta do movimento dos elétrons.

Campo magnético Campo elétrico

Comprimento de onda

Direção de propagação

(22)

Difração da luz ao passar por um orifício (Adaptado de R.R.Robbins, 1995, Fig.11-1, p.239.

Propriedades ondulatórias

• Difração: desvio de direção que a luz sofre ao

passar por bordas, por exemplo, de um orifício • Interferência_{de combinação}: fenômeno construtiva ou destrutiva de ondas. A luz branca é a combinação resultante da interferência de luz de diferentes cores

(comprimentos de onda).

Luz:

(23)

• Albert Einstein mostrou que a luz

continha energia em pacotes

discretos.

–

– FótonsFótons: partículas de luz e energia.

• A energia do fóton:

- aumenta com a frequência,

- diminui com o comprimento de onda.

Luz:

Onda ou Partícula

?

E = h

ν

= hc /

λ

h

ν

e

-Efeito fotoelétrico onde:

h = 6,63×10-34 _{Js, cte de Planck;}_ν _{é freqüência (Hz);}

c = ν× λ = 3×108 _{m/s, velocidade da luz}

Portanto, a luz:

Portanto, a luz: (a) interage como partícula(a) interage como partícula (b) tem freqüência como onda

(24)

A

Natureza da

Luz

Primeiras descobertas

• Luz branca é composta de um espectroespectro de cores.

• Isaac Newton

demonstrou que as cores são inerentes à luz, e não adicionadas pelo prisma.

(25)

O

Espectro Electromagnético

• Diferentes tipos espectrais

correspondem a diferentes

fenômenos físicos.

–

– Raios GamaRaios Gama e Xe X: gerados por energia extrema.

–

– LuzLuz visívelvisível: gerada por processos atômicos e moleculares.

–

– LuzLuz infravermelhainfravermelha: gerada por calor e processos

moleculares. –

– OndasOndas de radiode radio: geradas por movimento de elétrons livres e íons.

Fótons de alta energia

(26)

Imagem

no

infravermelho

Quanto mais

clara a cor,

mais elevada

é a

temperatura.

(NASA/JPL) Chama

(27)

14 Sep 2000 ASTR103, GMU, Dr. Correll 27

Júpiter

Aurora em Raio-X Visível Infravermelho Radio 13 cm 22 cm

Imagem composta dos telescópios Hubble e Chandra

http://www.the-planet-jupiter.com/Shoemaker-Levy-9/Shoemaker-Levy-9-impact.html

Ultravioleta http://www.the-planet-jupiter.com/Shoemaker-Levy-9/Shoemaker-Levy-9-impact.html

Zonas de queda dos fragmentos do cometa Shoemaker-Levy 9

(28)

O

céu visto em raios gama

adc.gsfc.nasa.gov/mw/mwpics/ egret_allsky.gif

(29)

Efeito

Doppler

Alteração

Alteração dodo comprimentocomprimento dede onda onda provocada pela velocidade relativa

provocada pela velocidade relativa

entre fonte emissora

entre fonte emissora ee observadorobservador.. Com a luz, esse efeito manifesta-se na mudança da cor:

• aproximação: a cor torna-se azulada (desvio para o azul) • recessão: a cor torna-se avermelhada

(desvio para o vermelho)

Medida do deslocamento

∆λ / λ = v / c

λ = comprimento de onda verdadeiro;

∆λ = desvio

v, c = velocidades de recessão e da luz, respectivamente;

Repouso (valor de laboratório)

Desvio para o azul→→: fonte aproximando-se do observador

(30)

Efeito

Doppler

-

Medida

de

Velocidade

Radial

Exemplo

Comprimento de onda observado = 600 nm; Comprimento de onda de laboratório = 400 nm v / c = ∆λ / λ = (600 - 400) / 400 = 200/400 = 0.5

Portanto, a fonte afasta-se do observador com velocidade v = 0.5 c, ou seja, com 50% da velocidade da luz (150.000 km/s)

(31)

Efeito

Doppler

-

Alargamento

de

Linha

Luz proveniente de diferentes partes da estrela em rotação apresenta desvios diferentes, proporcionalmente à velocidade radial (velocidade verdadeira, projetada na direção do observador). A soma dos vários

(32)

Leis de

Radiação

de

Kirchoff

2.

2. EmissãoEmissão ((Linha Linha Brilhante Brilhante)) Produzida por um gás quente e pouco denso. 3. 3. AbsorçãoAbsorção Produzida quando um espectro contínuo é visto através de um gás frio de pouco denso.

Fonte de emissão contínua Espectro contínuo Espectro de Espectro de linhas de absorção Linhas claras Linhas escuras Nuvem de gás Prisma 1.

1. ContínuoContínuo ((Radiação TérmicaRadiação Térmica)) Produzida por gás quente e

(33)

Espectro

de

Corpo

Negro

A curva de corpo negro, ou de Planck, representa a distribuição da intensidade de radiação emitida por um objeto aquecido.

Lei

Lei da Radiaçãoda Radiação de Planckde Planck

I_λλ- intensidade monocromática de radiação; λλ- comprimento de onda, h - cte. de Planck; k - cte. de Boltzmann; t - temperatura (K);

(34)

Espectro

de

Corpo

Negro

O

O comprimentocomprimento dede ondaonda dede Emissão MáximaEmissão Máxima é dadoé dado pelapela Lei deLei de Wien:Wien

λ_max(cm) = 0,29 / T(K)

Exemplo: Sol, T = 5780 K

Lei de Planck Lei de Wien

(35)

Espectro Espectro Divisão da luz em seus diferentes comprimentos de onda. Espectroscopia Espectroscopia

Técnica que analisa o espectro. Espectrógrafo Espectrógrafo Instrumento que decompõe a luz em seu espectro.

O

Espectro Electromagnético

Princípio de funcionamento de 2 tipos de espectrômetro Princípio de funcionamento de 2 tipos de espectrômetro

(36)

Espectro Espectro Divisão da luz em seus diferentes comprimentos de onda. Espectroscopia Espectroscopia

Ciência que analisa o espectro. Espectrógrafo Espectrógrafo Instrumento que decompõe a luz em seu espectro.

O

(37)

Lei de Stefan

-

Boltzmann

• A energia total emitida por tempo e por área é proporcional à 4a. potência da temperatura:

E = σ T 4 _[watts/m2_{; Joules]}

Exemplo: se a razão entre as temperaturas de duas estrelas é 2, a mais quente irradia 16 vezes mais.

• Luminosidade de um objeto = Energia Total Emitida [Watts]: L = (área do emissor) x E = 4π R2 σ _T4

Exemplo.

Consideremos duas estrelas: estrela A com temp. T e raio R; estrela B com temp. 2T e raio 2R. Qual a razão de luminosidade entre ambas?

L = (2)4 _{x (2)}2 _{= (2 • 2 • 2 • 2) ( 2 • 2) = 64}

(38)

O

Átomo

e as

Linhas Epectrais

(Deutsches Museum, Munich)

Desenho do espectro solar de Josef Fraunhofer, o primeiro a estudar as linhas escuras do espectro solar. A curva mostra a intensidade relativa da luz em função do comprimento de onda.

(39)

O

Átomo

e as

Linhas Epectrais

Bunsen demonstrou que chamas mostravam linhas de emissão, diferentes para cada elemento e posicionadas diferentemente no espectro.

(40)

Niels Bohr, observando o espectro de emissão do hidrogênio determinou os níveis de energia. Admitindo energia zero para o estado fundamental, ele representou os níveis de energia por: E_n = 13,6 [1 - (1/n2_{)] eV} eV (elétron-volt) = 1,6 10-19 _joule n = 1, estado fundamental: E₁ = 0 n = 2, 1o _{estado excitado: E} 2 = 10,2 eV n = 3, 2o _{estado excitado: E} 3 = 12,1 eV n = ∞, ionização: E_n = 13,6 eV

As

(41)

As

Linhas Epectrais

e o

Átomo

n = 1 n = 2 n = 3 n = 4 n = infinito _{13,6 eV} 12,8 eV 12,1 eV 10,2 eV 0 eV α 121,6 nm β 102,6 nm γ 93,7 nm 91,2 nm Série de Lyman α 656,3 nm β 486,1 nm 364,8 nm Série de Balmer α 1876,1 nm 820,8 nm Série de Paschen ionização

Série de Brackett: transições para n ≥ 4 (3o _{estado excitado)}

(42)

Excitação e Ionização

n = infinito n = 1 n = 2 Energia Excitação Excitação causa

causa:: absorçãoabsorçãodede fótonsfótons,, colisão entre átomos

colisão entre átomos,,ou ou colisão entre átomos

colisão entre átomos ee

Ionização

causa

causa:: elétrons ganham elétrons ganham energia suficiente para energia suficiente para escapar

(43)

Emissão

:

transição do nível superior para o inferior. A

diferença de energia é positiva, e transformada em

fóton de comprimento de onda:

λ

= (hc) / E ;

h = cte de Planck, c = veloc. da luz, E = diferença de

energia da transição. Este processo cria um fóton.

Absorção

:

processo oposto, proveniente da destruição

de um fóton.

Emissão e Absorção

(44)

A luz muda de direção durante seu trajeto na atmosfera. Este efeito é devido à variação do índice de refração, que muda de acordo com as condições físicas do meio.

Atmosfera terrestre:

(45)

Decomposição da luz nas suas várias componentes (cores), na forma de um espectro.

vermelho

vermelho e laranjaelaranjasão absorvidos pelosão absorvidos pelovaporvapord’águad’água

Atmosfera terrestre:

(46)

Atmosfera terrestre:

Janela

s

• A maior parte da energia eletromagnética é absorvida pela atmosfera, mas ondas de radio e visível atravessam livremente.

Ondas de

radio infravermelhaRadiação visívelLuz ultravioletaLuz Raios X Raios Gama

(47)

Variação rápida da refração provocada por movimentos convectivos e turbulentos da atmosfera. O resultado é a mudança rápida do trajeto do raio luminoso pela atmosfera, dando a impressão errônea de que a fonte luminosa cintila. Este efeito também é mínimo no zênite e máximo no horizonte. Tem-se a impressão que a imagem não está no foco

Objetos maiores cintilam menos que os menores: os planetas parecem cintilar menos que as estrelas.

Atmosfera terrestre:

Cintilação

Sonda espacial, a 190 km da Telescópio de 2,54 m do Monte

(48)

Luz e

Telescópios

• A Natureza da Luz

•

• Óptica

Óptica

e

Telescópios

• Radio Astronomia ...

(49)

Distância

Distância focalfocal

distância entre a lente objetiva, ou espelho, e o plano focal Razão

Razão focalfocal

razão entre a distância focal e o diâmetro da objetiva, ou espelho primário (representa a rapidez com que a imagem de um objeto pode

ser registrado) Escala

Escala dede imagemimagem ((ou placaou placa))

relação entre a dimensão angular no céu e a correspondente distância linear no plano focal

Telescópios Ópticos

(50)

Telescópios Ópticos

-

Termos

Potência

Potência dede acúmuloacúmulo dede luzluz

uma quantidade proporcional ao quadrado do diâmetro da objetiva Campo de

Campo de VisãoVisão

área visível, determinada pela abertura da entrada e a pupila de saída do sistema

Limite

Limite dede resoluçãoresolução

distância mínima para que duas fontes possam ser distinguidas (Critério de Rayleigh, Sparrow...)

Critério: máximo de uma fonte coincide com o mínimo da outra. É o limite teórico de resolução de um telescópio -> melhora com o aumento da abertura “d”:

• Telescópio LNA (1.6-m) = 0.71" • Telescópio Hubble (2.5-m) = 0.046" • Telescópio Keck (10-m) = 0.012"

(51)

Telescópios Ópticos

-

Termos

Critério: máximo de uma fonte coincide com o mínimo da outra. É o limite teórico de resolução de um telescópio -> melhora com o aumento da abertura “d”:

• Telescópio LNA (1.6-m) = 0.71" • Telescópio Hubble (2.5-m) = 0.046" • Telescópio Keck (10-m) = 0.012"

α = 1.22 ( λ / d)

Região lunar da cratera Clavius, vista através de dois telescópios diferentes:

(52)

Telescópios Ópticos

-

Termos

Potência

Potência dede acúmuloacúmulo dede luzluz

uma quantidade proporcional ao quadrado do diâmetro da objetiva Campo de

Campo de VisãoVisão

área visível, determinada pela abertura da entrada e a pupila de saída do sistema

Limite

Limite dede resoluçãoresolução

distância mínima para que duas fontes possam ser distinguidas Magnificação

Magnificação

distância focal da objetiva / distância focal da ocular m = f_objetiva/ f_ocular

Exemplo: um telescópio de F = 100 cm com ocular de f = 50 mm formará uma imagem aumentada 20 vezes (χ = 20). Já para uma ocular de f = 10 mm, a imagem será aumentada 100 vezes.

(53)

Telescópios Astronômicos

Refrator Refrator:: luz passa luz passa pela lente pela lente Lente primária Espelho primário Espelho secundário Ocular Ocular

Os dois modelos básicos:

Refletor Refletor:: luz reflete luz reflete no no espelhoespelho

(54)

Refração

•

• Refração

Refração

:

luz muda de direção qdo atravessa uma

interface entre meios diferentes, por exemplo, ar e

vidro.

Raios paralelos Refração Vidro plano Refração Foco Distância focal Lente curva

(55)

Lentes

• Uma lente coleta luz

de um objeto distante

e a concentra numa

imagem focalizada.

• Cada lente tem uma

distância

focal

característica

.

Objeto extenso Imagem extensa Plano focal

(56)

Telescópio Refrator

Elementos ópticos de um telescópio refrator

Objetiva

Ocular Distância focal

da ocular

Distância focal da objetiva

f_objetiva

f_ocular

(57)

Desempenho

de um

Telescópio

•

• Abertura

Abertura

– Grandes objetivas têm áreas grandes, portanto coletam mais luz. Área

∝

raio2

•

• Poder

Poder

de

Resolução

– Lentes objetivas maiores e superfícies

corretamente curvadas melhoram a resolução.

•

• Magnificação

Magnificação

(

Aumento

)

(58)

A

Resolução Revela

Detalhes

Quanto maior a resolução, mais nítida e rica em

detalhes será a imagem

(59)

Complicações

com

os Refratores

Ponto focal da luz vermelha Ponto focal

da luz azul

•

• Aberração Cromática

Aberração Cromática

:

cores diferentes refratam

em ângulos diferentes, produzindo diferentes

focos.

(60)

Aberração Esférica

:

lentes esféricas não

produzem bom foco. As lentes parabólicas sim,

mas são de construção difícil.

Complicações

(61)

Telescópios Refletores

• Espelhos refletores

são isentos de

aberração cromática.

• Mas as aberrações

esféricas persistem e

devem ser

corrigidas.

Perpendicular à superfície do espelho Espelho è è

(62)

Configurações padronizadas

Telescópios Refletores

a. Foco Newtoniano b. Foco primário c. Foco Cassegrain d. Foco Coudé foco foco

(63)

Defeitos ópticos

Coma

Astigmatismo

Os pontos aparecem difusos, lembrando a forma de um

cometa As linhas aparecem fora de foco

(64)

Curvatura

de Campo e

Distorção

Periferia do campo aparece fora foco

O objeto é plano

A imagem, não.

Imagem original Objeto Lente Imagem

Distorção positiva

Distorção negativa

(65)

Montagem

Equatorial

horizonte

(66)

Montagem Altazimutal

horizonte William Herschel, 4,2 m Ilha Canárias

(67)

Observatório Pico dos Dias, Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

Observatório

Pico dos

Dias

,

Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

(68)

Perkin&Elmer

Espelho primário = 1,6 metros

Razão focal: foco Cassegrain = f/10 foco Coudé = f/31,2. secundário = f/150 Projeto óptico é tipo Ritchey-Chrétien.

Observatório Pico dos Dias, Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

Observatório

Pico dos

Dias

,

Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

(69)

Boller&Chivens IAG

Razão focal: foco Cassegrain = f/13,5 Projeto óptico é tipo Ritchey-Chrétien.

Observatório Pico dos Dias, Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

Observatório

Pico dos

Dias

,

Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

(70)

Zeiss

Razão focal: foco Cassegrain = f/12,5.

Observatório Pico dos Dias, Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

Observatório

Pico dos

Dias

,

Laboratório

Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

(71)

Telescópio batizado em 13/11/2002 como "The Frederick C. Gillett Gemini

Telescope”, Mauna Kea, Havaí

EUA, Inglaterra, Canadá, Chile, Austrália, Brasil e Argentina

Consórcios Internacionais

GEMINI

http://www.lna.br/gemini/gemini.html

Consórcios Internacionais

GEMINI

Consórcios Internacionais

GEMINI

(72)

Consórcios Internacionais

SOAR, Cerro

Pachon

, Chile

http://www.lna.br/gemini/gemini.html

Consórcios Internacionais

SOAR

Consórcios Internacionais

SOAR

(73)

SOAR (Southern Astrophysical Research, Chile) de 4 m. Gemini Sul de 8 m (são dois telescópios

indênticos, Gemini Norte no Havaí e Gemini Sul no Chile).

(74)

Distorção Atmosférica

• A luz visível propaga-se através da atmosfera, é distorcida e

cintila

cintila..

• A turbulência atmosférica altera as trajetórias dos fótons

individuais fazendo com que atinjam o plano focal em pontos diferentes. Com isso, a imagem de uma fonte puntual torna-se difusa.

• remove distortion

Fótons individuais

Seeing

Disco, ou área do plano focal, dentro do qual os fótons de uma fonte puntual convergem. O seeing aumenta com a turbulência. Fora da atmosfera o

(75)

Ópticas Ativa

e

Adaptativa

Ativa Ativa Sistema computadorizado que corrige as deformações do espelho primário. Adaptativa Adaptativa Sistema computadorizado que corrige milhares de vezes por segundo a superfície do espelho secundário. Isto

permite minimizar a cintilação atmosférica. Feixes de laser

simulam uma imagem na atmosfera, que é

(76)

Telescópio

de

espelhos múltiplos

Seis espelhos de 1,8m, refletem a luz coletada num único foco. O resultado é equivalente ao de um telescópio de 4,5m.

(77)

Telescópio

Keck 10

-

metros

Fofografia de longa exposição, à bordo de um helicóptero acompanhando a rotação da

(78)

Telescópio Espacial

Hubble

Solo Solo com

óptica adaptativa

Distorção Atmosférica

(79)

Registro

de

Imagens

• Desenhos

• Filmes

• Dispositivo electrônico

CCD (Charge Coupled Device)

(80)

Luz e

Telescópios

• A Natureza da Luz

• Óptica e Telescópios

•

(81)

Radiotelescópios

• Ondas de Radio têm

comprimentos longos

(mm, cm, m)

– as objetivas são discos côncavos grandes, que não precisam ser polidos como os espelhos dos telescópios ópticos. – Os dados são

registrados com antena, não com

CCDs. O primeiro radio-telescópio foi

construído em 1930s, por Karl Jansky, nos Laboratórios Bell.

(82)

A combinação adequada

(interferência construtiva)

dos sinais coletados de

múltiplas antenas produz

um sinal único mais

intenso e de maior

resolução.

Com ele pode-se sintetizar

uma “imagem em radio”

Radiotelescópios

(83)

Esquema do telescópio espacial de raio-X Einstein, operado no início dos anos 1980.

Outras regiões espectrais

(84)

(85)

1. A luz tem simultaneamente propriedades de onda e de partícula, e esses aspectos são combinados na concepção do fóton.

2. A luz visível é apenas uma parte do espectro eletromagnético, que se extende dos raios gama (altas energias e comprimentos de onda curtos) às ondas de radio (baixas energias e comprimentos de onda longos).

3. O contínuo de uma fonte emissora fornece informações sobre sua temperatura, luminosidade, e raio através das leis de Wien, Stefan-Boltzmann, e Planck.

4. O brilho aparente de um objeto é inversamente proporcional ao quadrado da distância objeto-observador.

Sumário

(86)

5. As linhas espectrais são produzidas por transições de elétrons entre níveis de energia em átomos e íons. A absorção ocorre

quando um elétron ganha energia. Emissão ocorre quando o eléltron perde energia. Em ambos os casos o comprimento de onda

corresponde à energia envolvida.

6. Cada elemento químico tem um conjunto de linhas espectrais próprio. Portanto, a composição química de um objeto distante pode ser determinada pelas suas linha espectrais.

7. A ionização e a excitação de um gás podem ser inferidas do espectro. Analizadas elas podem fornecer informações sobre

temperatura e densidade do gás que produziu o espectro observado. 8. A comparação das informações obtidas de diferentes regiões

espectrais permite conhecer melhor os processos físicos envolvidos.

Sumário

(87)

9. Qualquer movimento ao longo da linha de visada entre

observador e fonte de luz produz deslocamentos nos comprimentos de onda das linhas espectrais observadas (Efeito Doppler). A

medida desses deslocamentos revela a velocidade relativa entre fonte e observador.

10. Os telescópios servem para coletar luz. Se comparados aos olhos humanos, os enormes espelhos coletam muito mais luz e possuem resolução espacial muito maior. Além disso permitem longas exposições.

11. Os instrumentos que detectam e analisam a luz operam nos

focos dos telescópios. Esses instrumentos podem registrar imagens, medir os brilhos, ou analisar os espectros dos objetos.

12. A interferometria pode ser feita em todos os comprimentos de onda, e produz imagens de alta resolução espacial.