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Técnicas Observacionais!
(OVL725/825)
!Karín Menéndez-Delmestre!
Observatório do Valongo(
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© 1998-2005 by Michael W. Davidson, Mortimer Abramowitz, Olympus America Inc., and The Florida State University.1 !"#$%&'('*+,-$."/0)$%&%2,&
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http://www2.dem.inpe.br/val/homepage/tutor/index.htmlPara fazer em casa: Integrando sobre todos os ângulos, calculem o ângulo sólido total de uma esfera
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3-5 AST203-CVRRadiometria
! Vamos relembrar alguns conceitos importantes de radiometria
(vide curso de Processos Radiativos I!)
! Intensidade específica: energia emitida por unidade de
freqüência por unidade de tempo por unidade de área de
ângulo sólido (da fonte) por unidade de área coletora
(observador)
! É importante lembrar que:
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!"## "$ " $ "% " "
!"" "!!% " %
3-6
AST203-CVR
! Fluxo (monocromático): energia emitida por unidade de
freqüência por unidade de tempo por unidade de área coletora (observador)
&Uma unidade de fluxo usada em astronomia: Jansky
' 1 Jansky = 10-26 W m-2 Hz-1
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3-7 AST203-CVRPergunta:
! Imagine duas situações onde medimos a energia de objetos
celestes:
&medida da energia emitida do Sol com resolução espacial
suficiente para discerni-lo como mais de um ponto;
&medida da energia de um estrela sem resolução espacial.
! Em qual situação medimos fluxo? Em qual, medimos
intensidade?
Sol: intensidade Estrela: fluxo
3-8
AST203-CVR
! Luminosidade: energia total emitida por unidade de tempo
&Luminosidade monocromática
! Pergunta: Qual a luminosidade monocromática de um estrela
esférica de raio R e fluxo fν!"#!$%#!$%&'()*+,'?
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Técnica Instrumental II 6 1.2 RADIOMETRIAO espectro EM pode ser descrito por ondas de vários comprimentos de onda, ou freqüências, relacionadas por
OQ = c, onde c = 2.998
u1010 cm s-1. No espaço livre e em meios homogêneos as ondas se propagam em linha reta, se considerarmos escalas muito maiores que as dos comprimentos de onda da radiação. Nesta seção, desenvolveremos os conceitos associados à medida da radiação.1.2.1 Fluxo Radiativo
Considere um elemento de área dA exposto à radiação por um período de tempo dt. A
quantidade de energia que passa por esse elemento é F dAdt, onde F é o fluxo de energia,
geralmente medido em unidades de erg s-1 cm-2.
CONSERVAÇÃO DA ENERGIA: Considere uma fonte esfericamente simétrica e isolada emitindo radiação isotrópica (ex.: estrela). Uma fonte é chamada isotrópica se ela emite radiação em quantidades iguais em todas as direções. Se colocarmos superfícies esféricas imaginárias S1 e
S, de raios r1 e r, respectivamente, ao redor dessa fonte, a energia que passa por S1 deve ser a
mesma que passa por S (desconsiderando perdas ou ganhos de energia entre S1 e S). Portanto,
2 2 1 1) 4 ( ) 4 (r r F r r F
S
S
ou ainda 2 2 2 1 1) ( ) ( r const r r r F r Fse tomarmos S1 como uma esfera fixa. [Suponha que S1 é a superfície da estrela, a constante
acima é proporcional ao fluxo emitido a partir da superfície estelar, ou seja, a luminosidade emitida pela estrela].
1.2.2 Intensidade Específica e Momentos
INTENSIDADE ESPECÍFICA: O fluxo é uma medida da energia transportada por todos os "raios de luz" que passam por uma dada área. A intensidade específica é uma medida da energia transportada por um conjunto de raios de luz [um único raio essencialmente não transporta energia!]. Se definirmos uma unidade de área dA normal à direção de um dado raio de luz e
considerarmos todos os raios que passam através de dA cuja direção está dentro de um ângulo
sólido d: do mesmo raio, a intensidade específica é a medida da energia que atravessará dA, em
um tempo dt e em um intervalo de freqüência dQ, isto é:
Q
Q d d dt dA dE I :• ]((3;534('&'5!;+;&7!f(*<U.'(2/3"A%'/.*[#"('(2/3"/#2.'."("#:"$aw$'( "+(X%"4-=/$2'E( – u/2.'."#E("%AL#L$+GL#3"%( ( ( ( ( ( YP>(d'.2'89*( (
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(
Técnica Instrumental II 7A unidade da intensidade específica é, geralmente, erg s-1 cm-2 ster-1 Hz-1. [Note que IQ depende
do local no espaço!] A intensidade média [intensidade específica média!] é definida por:
³
I d:JQ Q
S 4
1
A intensidade total é obtida integrando-se a intensidade específica em freqüência:
³
IQ dQI(ergs-1 cm-2 ster-1)
DENSIDADE DE ENERGIA: A densidade específica de energia é definida como a energia por unidade de volume (dV = dA cdt, lembrando que a radiação viaja à velocidade da luz) e por unidade de freqüência. Assim, definindo-se:
c I d d cdt dA dE uQ Q Q : :) (
e integrando sobre todos os ângulos sólidos, a densidade de energia é:
³
³
Q : : Q : Q Q S J c d I c d u u ( ) 1 4A densidade total de energia é obtida integrando-se em freqüência:
³
³
Q Q S J dQ c d u u 4 vFLUXO RADIATIVO: Suponha um campo de radiação (raios de luz em toda direção) e que construímos uma unidade de área em uma direção arbitrária qualquer. A quantidade diferencial
de fluxo em um ângulo sólido d: é:
:
d I
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1.2.1 Fluxo Radiativo
Considere um elemento de área dA exposto à radiação por um período de tempo dt. A quantidade de energia que passa por esse elemento é F dAdt, onde F é o fluxo de energia, geralmente medido em unidades de erg s-1 cm-2.
CONSERVAÇÃO DA ENERGIA: Considere uma fonte esfericamente simétrica e isolada emitindo radiação isotrópica (ex.: estrela). Uma fonte é chamada isotrópica se ela emite radiação em quantidades iguais em todas as direções. Se colocarmos superfícies esféricas imaginárias S1 e
S, de raios r1 e r, respectivamente, ao redor dessa fonte, a energia que passa por S1 deve ser a
mesma que passa por S (desconsiderando perdas ou ganhos de energia entre S1 e S). Portanto,
2 2 1 1) 4 ( ) 4 (r r F r r F S S ou ainda 2 2 2 1 1) ( ) ( r const r r r F r F
se tomarmos S1 como uma esfera fixa. [Suponha que S1 é a superfície da estrela, a constante
acima é proporcional ao fluxo emitido a partir da superfície estelar, ou seja, a luminosidade emitida pela estrela].
1.2.2 Intensidade Específica e Momentos
INTENSIDADE ESPECÍFICA: O fluxo é uma medida da energia transportada por todos os "raios de luz" que passam por uma dada área. A intensidade específica é uma medida da energia transportada por um conjunto de raios de luz [um único raio essencialmente não transporta energia!]. Se definirmos uma unidade de área dA normal à direção de um dado raio de luz e considerarmos todos os raios que passam através de dA cuja direção está dentro de um ângulo sólido d: do mesmo raio, a intensidade específica é a medida da energia que atravessará dA, em um tempo dt e em um intervalo de freqüência dQ, isto é:
Q Q d d dt dA dE I : Técnica Instrumental II 6 1.2 RADIOMETRIA
O espectro EM pode ser descrito por ondas de vários comprimentos de onda, ou freqüências, relacionadas por OQ = c, onde c = 2.998u1010 cm s-1. No espaço livre e em meios homogêneos as ondas se propagam em linha reta, se considerarmos escalas muito maiores que as dos comprimentos de onda da radiação. Nesta seção, desenvolveremos os conceitos associados à medida da radiação.
1.2.1 Fluxo Radiativo
Considere um elemento de área dA exposto à radiação por um período de tempo dt. A
quantidade de energia que passa por esse elemento é F dAdt, onde F é o fluxo de energia,
geralmente medido em unidades de erg s-1 cm-2.
CONSERVAÇÃO DA ENERGIA: Considere uma fonte esfericamente simétrica e isolada emitindo radiação isotrópica (ex.: estrela). Uma fonte é chamada isotrópica se ela emite radiação em quantidades iguais em todas as direções. Se colocarmos superfícies esféricas imaginárias S1 e S, de raios r1 e r, respectivamente, ao redor dessa fonte, a energia que passa por S1 deve ser a
mesma que passa por S (desconsiderando perdas ou ganhos de energia entre S1 e S). Portanto,
2 2 1 1) 4 ( ) 4 (r r F r r F S S ou ainda 2 2 2 1 1) ( ) ( r const r r r F r F
se tomarmos S1 como uma esfera fixa. [Suponha que S1 é a superfície da estrela, a constante
acima é proporcional ao fluxo emitido a partir da superfície estelar, ou seja, a luminosidade emitida pela estrela].
1.2.2 Intensidade Específica e Momentos
INTENSIDADE ESPECÍFICA: O fluxo é uma medida da energia transportada por todos os "raios de luz" que passam por uma dada área. A intensidade específica é uma medida da energia transportada por um conjunto de raios de luz [um único raio essencialmente não transporta energia!]. Se definirmos uma unidade de área dA normal à direção de um dado raio de luz e
considerarmos todos os raios que passam através de dA cuja direção está dentro de um ângulo
sólido d: do mesmo raio, a intensidade específica é a medida da energia que atravessará dA, em
um tempo dt e em um intervalo de freqüência dQ, isto é:
Q Q d d dt dA dE I : Técnica Instrumental II 6 1.2 RADIOMETRIA
O espectro EM pode ser descrito por ondas de vários comprimentos de onda, ou freqüências, relacionadas por OQ = c, onde c = 2.998u1010 cm s-1. No espaço livre e em meios homogêneos as ondas se propagam em linha reta, se considerarmos escalas muito maiores que as dos comprimentos de onda da radiação. Nesta seção, desenvolveremos os conceitos associados à medida da radiação.
1.2.1 Fluxo Radiativo
Considere um elemento de área dA exposto à radiação por um período de tempo dt. A
quantidade de energia que passa por esse elemento é F dAdt, onde F é o fluxo de energia,
geralmente medido em unidades de erg s-1 cm-2.
CONSERVAÇÃO DA ENERGIA: Considere uma fonte esfericamente simétrica e isolada emitindo radiação isotrópica (ex.: estrela). Uma fonte é chamada isotrópica se ela emite radiação em quantidades iguais em todas as direções. Se colocarmos superfícies esféricas imaginárias S1 e
S, de raios r1 e r, respectivamente, ao redor dessa fonte, a energia que passa por S1 deve ser a
mesma que passa por S (desconsiderando perdas ou ganhos de energia entre S1 e S). Portanto,
2 2 1 1) 4 ( ) 4 (r r F r r F S S ou ainda 2 2 2 1 1) ( ) ( r const r r r F r F
se tomarmos S1 como uma esfera fixa. [Suponha que S1 é a superfície da estrela, a constante acima é proporcional ao fluxo emitido a partir da superfície estelar, ou seja, a luminosidade emitida pela estrela].
1.2.2 Intensidade Específica e Momentos
INTENSIDADE ESPECÍFICA: O fluxo é uma medida da energia transportada por todos os "raios de luz" que passam por uma dada área. A intensidade específica é uma medida da energia transportada por um conjunto de raios de luz [um único raio essencialmente não transporta energia!]. Se definirmos uma unidade de área dA normal à direção de um dado raio de luz e
considerarmos todos os raios que passam através de dA cuja direção está dentro de um ângulo
sólido d: do mesmo raio, a intensidade específica é a medida da energia que atravessará dA, em
um tempo dt e em um intervalo de freqüência dQ, isto é:
Q Q d d dt dA dE I : const = luminosidade da fonte [erg/s]
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(
Técnica Instrumental II 8O fluxo líquido nessa direção arbitrária é obtido integrando-se dFQ sobre todos os ângulos
sólidos:
³
I d:FQ Q cosT
[Note que se a radiação é isotrópica, o fluxo líquido é zero!] O fluxo total é obtido integrando-se em freqüência:
³
FQ dQF(erg s-1 cm-2)
PRESSÃO DE RADIAÇÃO: O fluxo de momento (momento por unidade de tempo, por unidade de área) ao longo de um raio de luz que faz um ângulo T com a normal à superfície dA
é dFQ/c. Para se obter a pressão de radiação, ou a componente do fluxo de momento normal à dA
(= pressão de radiação), multiplicamos por outro fator de cosT, isto é,
³
I d:c
pQ (dina cm-2 Hz-1) 1 Q cos2 T A pressão total de radiação é obtida integrando-se em freqüência:
³
pQ dQp(dina cm-2)
Considerando que IQ I(Q,T,I) é a função de distribuição que especifica a distribuição angular da radiação à freqüência Q , então u , Q F e Q p representam os momentos de ordem zero, Q
primeira ordem, e segunda ordem, respectivamente. A pressão de radiação é um conceito importante na teoria de evolução estelar, onde o equilíbrio hidrostático requer um balanço entre as forças gravitacionais e os gradientes de pressão.
1.2.3 Pressão de Radiação em um Reservatório contendo um Campo de Radiação Isotrópico
Considere um reservatório perfeitamente reflexivo contendo um campo de radiação isotrópica. Cada fóton transfere duas vezes sua componente normal do momento na reflexão. Portanto, temos a relação:
³³
I d d:c
p 2 Q Q cos2 T
Essa é a mesma equação que a vista acima, mas lembrando que a integral aqui ocorre somente sobre 2S esteroradianos. Considerando a isotropia:
³
³
: 3 cos 2 2 u d d J c p Q Q TA pressão de radiação em um campo isotrópico é um terço da densidade de energia!
( [ gm(.m(|(y-;*(%"$"<2.*(/*(2/3"%&'6*(."(X%"4-=/$2'(.m($"/3%'.'("+(m(( gm((!(-/2.'."#E(o"%AL#L$+GLn7p ( [ gl(.l(|(y-;*(/*(2/3"%&'6*(.l($"/3%'.*("+(l( (gl(!(-/2.'."#E(o"%AL#L$+GLÅp ( ( Técnica Instrumental II 7
A unidade da intensidade específica é, geralmente, erg s-1 cm-2 ster-1 Hz-1. [Note que IQ depende
do local no espaço!] A intensidade média [intensidade específica média!] é definida por:
³
I d:JQ Q
S
4 1
A intensidade total é obtida integrando-se a intensidade específica em freqüência:
³
IQ dQ I(ergs-1 cm-2 ster-1)DENSIDADE DE ENERGIA: A densidade específica de energia é definida como a energia por unidade de volume (dV = dA cdt, lembrando que a radiação viaja à velocidade da luz) e por unidade de freqüência. Assim, definindo-se:
c I d d cdt dA dE uQ Q Q : :) (
e integrando sobre todos os ângulos sólidos, a densidade de energia é:
³
³
Q : : Q : Q Q S J c d I c d u u ( ) 1 4A densidade total de energia é obtida integrando-se em freqüência:
³
³
Q Q S J dQ c d u u 4 vFLUXO RADIATIVO: Suponha um campo de radiação (raios de luz em toda direção) e que construímos uma unidade de área em uma direção arbitrária qualquer. A quantidade diferencial de fluxo em um ângulo sólido d: é:
:
d I
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3-5 AST203-CVRRadiometria
! Vamos relembrar alguns conceitos importantes de radiometria
(vide curso de Processos Radiativos I!)
! Intensidade específica: energia emitida por unidade de
freqüência por unidade de tempo por unidade de área de
ângulo sólido (da fonte) por unidade de área coletora
(observador)
! É importante lembrar que:
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3-6
AST203-CVR
! Fluxo (monocromático): energia emitida por unidade de
freqüência por unidade de tempo por unidade de área coletora (observador)
&Uma unidade de fluxo usada em astronomia: Jansky
' 1 Jansky = 10-26 W m-2 Hz-1
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3-7 AST203-CVRPergunta:
! Imagine duas situações onde medimos a energia de objetos
celestes:
&medida da energia emitida do Sol com resolução espacial
suficiente para discerni-lo como mais de um ponto;
&medida da energia de um estrela sem resolução espacial.
! Em qual situação medimos fluxo? Em qual, medimos
intensidade?
Sol: intensidade Estrela: fluxo
3-8
AST203-CVR
! Luminosidade: energia total emitida por unidade de tempo
&Luminosidade monocromática
! Pergunta: Qual a luminosidade monocromática de um estrela
esférica de raio R e fluxo fν!"#!$%#!$%&'()*+,'?
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! Vamos relembrar alguns conceitos importantes de radiometria
(vide curso de Processos Radiativos I!)
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! Luminosidade: energia total emitida por unidade de tempo
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! Vamos relembrar alguns conceitos importantes de radiometria
(vide curso de Processos Radiativos I!)
! Intensidade específica: energia emitida por unidade de
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! Imagine duas situações onde medimos a energia de objetos
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&medida da energia de um estrela sem resolução espacial.
! Em qual situação medimos fluxo? Em qual, medimos
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3-8
AST203-CVR
! Luminosidade: energia total emitida por unidade de tempo
& Luminosidade monocromática
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3-9 AST203-CVRFluxo x distância
! Como o fluxo depende com a distância, d, ao objeto?
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" 3-10 AST203-CVRHistória
' O primeiro reconhecimento de que os objetos celestes possuem
diferentes brilhos é o resultado de uma medida realizada por nosso olho - um detector de radiação eletromagnética - que discrimina diferentes quantidades de energia
' Hiparcos (II AC.): catálogo de ~1.000 estrelas com classificação
visual em seis categorias de brilho
' Pogson (1856): propõe lei logarítmica consistente com sistema
de Hiparcos
fi: fluxo do objeto i
mi: magnitude do objeto i
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3-11
AST203-CVR
Magnitude aparente
)f(λo): fluxo monocromático fora da atmosfera )fo: fluxo monocromático de referência
)qo: constante de magnitude zero
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Qual a magnitude de uma estrela com
magnitude fo?
1. Magnitude é uma medida relativa de fluxo! 2. Magnitudes não são aditivas!
3-12
AST203-CVR
' Considerando um único comprimento de onda, qual a
dependência do fluxo com a distância?
' Magnitude aparente, m , é magnitude observada de um dado
objeto
, depende de sua distância e da luminosidade da fonte na
banda que define a magnitude
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3-13 AST203-CVR! Magnitude absoluta, M, é a magnitude aparente que o objeto teria
se sua distância, d, fosse 10 pc
! Se sabemos a luminosidade em uma dada banda de um dado
objeto, e portanto sua magnitude absoluta, podemos a partir da magnitude aparente determinar a distância
! Exemplos de classes de objetos com luminosidade bem
conhecidas:
" Cefeidas, RR Lyrae, algumas supernovas
Módulo de distância ! #"!#!"# $%&
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! "#! !# $%& # ## 3-14 AST203-CVR ! Magnitude bolométrica, mbol, relaciona-se com a energia emitida
por um dado objeto integrada em todos os comprimentos de onda, isto é, com a luminosidade
! onde
"f é o “fluxo” integrado em todo espectro
"L é a luminosidade
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Qual a diferença entre f e L?
3-15 AST203-CVR ! Correção bolométrica " BC = mbol – V = Mbol – MV ! Escala bolométrica " BC = 0 para Teff = 6500 K
! B e V (entre outras) são magnitudes que vamos especificar mais
a frente
! Teff também será definida a seguir. É relacionada à temperatura
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3-13 AST203-CVR! Magnitude absoluta, M, é a magnitude aparente que o objeto teria
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objeto, e portanto sua magnitude absoluta, podemos a partir da magnitude aparente determinar a distância
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Qual a diferença entre f e L?
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(anos-luz)
0 Sol +4,8 -26,72 8 min G2 V 0,7
1 Sírius (no Cão Maior) +1,4 -1,46 8,6 A1 V 0,00 2 Canopus (na Carina) -2,5 -0,72 74 F0 Ib 0,16 3
Rigel Kentaurus (Alpha
Centauri) +4,4 -0,27 4,3 G2 V 0,7
4 Arcturus (em Boötes) +0,2 -0,04 34 K2 III 1,23
5 Vega (na Lyra) +0,6 +0,03 25 AO V 0,00
6 Capella (na Auriga) +0,4 +0,08 41 G2 III 0,79
7 Rigel (no Órion) -8,1 +0,12 900 B8 Ia -0,03
8 Procyon (no Cão Menor) +2,8 +0,38 11 F5 IV 0,41 9 Archenar (em Eridanus) -1,3 +0,46 75 B5 IV -0,18 10 Betelgeuse (no Órion) -7,2 +0,50 1 500 M2 I 1,86 11 Hadar (no Centauro) -4,3 +0,61 300 B1 II -0,23
12 Altair (na Águia) +2,3 +0,77 17 A7 V 0,22
13 Acrux (no Cruzeiro) -3,8 +0,79 270 B2 IV -0,26 14 Aldebaran (em Touro) -0,2 +0,85 65 K5 III 1,53 15 Spica (em Virgem) -4,7 +0,96 260 B1 V -0,23 16 Antares (no Escorpião) -4,5 +0,98 400 M1 Ib 0,02
Tipo
Espectral B-V Ordem Estrela Magnitude
Absoluta
Magnitude Aparente
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! ! ! 3-13 AST203-CVR! Magnitude absoluta, M, é a magnitude aparente que o objeto teria
se sua distância, d, fosse 10 pc
! Se sabemos a luminosidade em uma dada banda de um dado
objeto, e portanto sua magnitude absoluta, podemos a partir da magnitude aparente determinar a distância
! Exemplos de classes de objetos com luminosidade bem
conhecidas:
"Cefeidas, RR Lyrae, algumas supernovas
Módulo de distância !#"!#!"# $%&
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por um dado objeto integrada em todos os comprimentos de onda, isto é, com a luminosidade
! onde
"f é o “fluxo” integrado em todo espectro "L é a luminosidade
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Qual a diferença entre f e L?
3-15 AST203-CVR ! Correção bolométrica "BC = mbol – V = Mbol – MV ! Escala bolométrica "BC = 0 para Teff = 6500 K
! B e V (entre outras) são magnitudes que vamos especificar mais
a frente
! Teff também será definida a seguir. É relacionada à temperatura
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! ! ! 3-33 AST203-CVR Sistema instrumental! Quando se pensa em imagens astronômicas, os fluxos não são
monocromáticos. Uma câmara CCD, ou o seu olho, detectam o fluxo em um dado intervalo de freqüências. Assim, podemos expressar o fluxo observado como:
! onde:
"f(λ): fluxo monocromático da fonte fora da atmosfera
"s(λ): função de transmissão que define a banda das banda
observações e inclui # efeitos atmosféricos # resposta do detector # filtros # etc. !!
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*&' ' 3-35 AST203-CVR! Assim, um dado s(λ) dificilmente é igual em diferentes
telescópios devido a sua dependência com fatores de difícil controle ou calibração, por exemplo a transparência atmosférica.
"Se conseguissemos controlá-lo completamente não haveria
necessidades de estrelas-padrões
! Os filtros usados na definição da transmissão de um sistema
podem ser classificados em:
"largos: 100 nm
"intermediários: 10 – 50 nm
"estreitos: 0.05 – 10 nm
! A fotometria fornece a dependência espectral da emissão de um
dado objeto com baixa resolução
"e com muito menos tempo de telescópio que a
espectroscopia ! ! ! 3-33 AST203-CVR Sistema instrumental
! Quando se pensa em imagens astronômicas, os fluxos não são
monocromáticos. Uma câmara CCD, ou o seu olho, detectam o fluxo em um dado intervalo de freqüências. Assim, podemos expressar o fluxo observado como:
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"Se conseguissemos controlá-lo completamente não haveria
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! Os filtros usados na definição da transmissão de um sistema
podem ser classificados em:
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! ! ! 3-33 AST203-CVR Sistema instrumental! Quando se pensa em imagens astronômicas, os fluxos não são
monocromáticos. Uma câmara CCD, ou o seu olho, detectam o fluxo em um dado intervalo de freqüências. Assim, podemos expressar o fluxo observado como:
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telescópios devido a sua dependência com fatores de difícil controle ou calibração, por exemplo a transparência atmosférica.
"Se conseguissemos controlá-lo completamente não haveria
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! Os filtros usados na definição da transmissão de um sistema
podem ser classificados em: "largos: 100 nm
"intermediários: 10 – 50 nm "estreitos: 0.05 – 10 nm
! A fotometria fornece a dependência espectral da emissão de um
dado objeto com baixa resolução
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