Affordable & Efficient Science Teacher In-service Training

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1 Affordable & Efficient Science Teacher In-service Training Financed partially by the European Commission under Comenius 2.1 Neither the Commission nor the Contractor nor the Partners may be held responsible for any use of the information provided. Contract CP GR-COMENIUS-C21 Cacilda Moura Dept. de Física Universidade do Minho 1_1 Espectro Electromagnético Espectroscopia e Evolução Estelar Radiação Leis de Kirchhoff para a radiação Radiação do Corpo Negro, Lei de Wien e Lei de Stephan-Boltzman Variação do Espectro com a temperatura Átomos e Radiação Quantificação Espectros de emissão e absorção Séries Espectrais Espectros das Estrelas Linhas espectrais e temperatura Classes espectrais Evolução Estelar Propriedades das estrelas O nascimento e morte das estrelas 1_2 1

2 Como começou.? e como sabemos.? O Universo teve início com o BIG BANG há cerca de ( quinze mil milhões de anos.) Olhando para trás o Agora é. Quando a luz chega à Terra Podemos ver as Galáxias, que se encontram a milhares de milhões de anos luz de distância O que vemos, são como as Galáxias eram há milhares de milhões de anos atrás! Olhar para o Universo é olhar para o passado! 1_3 O Poder da radiação. Analisando a radiação emitida, podemos obter informação sobre sobre a Origem do Universo a temperatura a luminosidade o brilho a composição das estrelas a evolução estelar 1_4 2

3 10 24 m Como o fazer para decifrar o código? A radiação emitida pelas estrelas é produzida pela matéria de que a estrela é formada. Enxame de galáxias Para perceber como a radiação é produzida, devemos estudar a matéria! Para perceber o infinitamente grande m devemos conhecer o infinitamente pequeno! Átomo de Carbono 1_5 De que é Feito o Mundo? Matéria átomo electrão núcleo protão neutrão quarks Na realidade há átomos e espaço Átomo. Protão carga eléctrica positiva Electrão carga eléctrica negativa 1_6 3

4 O que é o calor e a temperatura? Os átomos e as moléculas que formam as substâncias vibram, mas não vibram todos à mesma velocidade Quanto mais quente é uma substância maior é a velocidade de vibração. A temperatura é uma medida da energia média associada às vibrações dos átomos e das moléculas núcleo do sol Há uma temperatura que é tão fria que os átomos e as moléculas se encontram em repouso: superfície do sol P to ebulição da água P to congelação da água Zero absoluto ZERO ABSOLUTO = - 273ºC Lord Kelvin propõem uma escala de temperatura, baseada na escala Celcius, em que o zero corresponde ao zero absoluto. T(K) = T(ºC) _7 O que é a luz? A natureza da luz (radiação) foi um dos grandes desafios científicos durante séculos Newton ( ) luz era composta por partículas, que podiam ser reflectidas pelos corpos e detectadas pelos nosso olhos. Huygens ( ) luz era uma onda, cuja cor estava relacionada com o comprimento de onda. Thomas Young ( ) Augustin Fresnel ( ) Natureza ondulatória da luz. Experiências de interferência. 1_8 4

5 O que é a luz? James Clerk Maxwell ( ) Equações do Electromagnetismo: Interacção entre campo eléctrico e campo magnético; Uma onda electromagnética propaga-se à velocidade da luz (c=3x10 8 m/s) A radiação é uma onda electromagnética. Maxwell (1860) Eqs. onda electromagnética Einstein (1905) Efeito fotoeléctrico Compton (1923) Efeito Compton Dualismo Onda - Corpúsculo 1_9 Dualismo onda - corpúsculo A luz é radiação electromagnética caracterizada por um comprimento de onda (λ) e por uma frequência (ν) Uma onda de luz propaga-se no vazio a uma velocidade de m/s c υ = λ Cada partícula de luz (fotão) transporta uma determinada energia E = hν Constante de Planck: h = Js A propagação da luz é governada pela sua característica de onda (através da frequência), enquanto a troca de energia entre a luz e matéria é governada pela sua característica de partícula (através fotão ) Luz (radiação) transporta informação: A radiação é o Bilhete de Identidade do emissor que nos dá informação sobre o objecto que a emite. 1_10 5

6 Espectro electromagnético A luz, as microondas, os Raios X, as ondas de rádio... são ondas electromagnéticas O espectro electromagnético representa o conjunto das ondas electromagnéticas com diferentes comprimentos de onda (diferentes frequências) que se propagam à velocidade da luz (c m/s). 1_11 1_12 6

7 Os emissores de radiação do Cosmos Fontes Reacções Nucleares no interior das estrelas morte das estrelas Enxames de Galáxias Fragmentos de Super Novas Coroa Solar Radiação Raios Gama Raios X Comprimento onda (nm) < Temperatura (K) > Fragmentos de Super Novas Estrelas muitos quentes Ultravioleta Estrelas Visível Planetas Satélites naturais Nuvens de poeira e gases Infravermelho Electrões em campos magnéticos Rádio > 10 6 < 10 K 1_13 Visível (Telescópios Ópticos): Os detectores de radiação: Região do visível λ: nm ν: 7.9 x x Hz (baixo comprimento de onda alta frequência) A radiação solar é na sua maioria emitida na região do visível, que penetra na atmosfera e é facilmente detectada pelos nossos olhos. 1_14 7

8 Ondas de Rádio Ondas de rádio λ > 10 6 nm, também penetram na atmosfera, podendo por isso ser observadas pelos rádio telescópios 1_15 As outras regiões Infraermelho (IV): λ: 10 3 nm 10 6 nm Absorvidos na atmosfera por H 2 O e CO 2 Ultravioleta (UV): λ : 400 nm - 20 nm Absorvida na atmosfera pelo ozono. Raios X : λ: 0.01 nm 20 nm Absorvidos na atmosfera por átomos de O e N. Raios Gama (γ): λ < 0.01 nm A radiação mais energética. Absorvida por qualquer núcleo atómico, na parte superior da atmosfera. 1_16 8

9 1_17 Em 1814, o alemão J. Fraunhofer ( ), repete a experiência de Newton, da dispersão da radiação por um prisma. O início da análise espectral Amplificando a radiação dispersa, verifica que o espectro solar contém centenas de riscas negras finas. Fraunhofer contabilizou 574 linhas pretas, conhecidas como as linhas de Fraunhofer Espectro Solar Nos dias de hoje, o espectro solar, apresentam cerca de riscas! 1_18 9

10 As Leis de Kirchhoff para a radiação Em 1859, Gustav Kirchhoff ( ), físico alemão, estabeleceu leis empírica para emissão e absorção de radiação, introduzindo ainda, o conceito de corpo negro 1. Um sólido ou um gás denso, quando quentes, emitem luz. A radiação é emitida em todos os comprimentos de onda produzindo um espectro contínuo. 1_19 As Leis de Kirchhoff para a radiação 2. Se a radiação emitida (espectro continuo) passar através de um gás, de baixa densidade, obtém-se um espectro de absorção. A luz excita os electrões dos átomos para um estado energético mais elevado. As frequências correspondentes às transições são absorvidas do espectro contínuo. 1_20 10

11 As Leis de Kirchhoff para a radiação 3. Um gás de baixa densidade, aquecido a alta temperatura, emite luz em comprimentos de ondas específicos, dando origem a um espectro de emissão. A radiação excita os electrões dos átomos para estados energéticos mais elevados Transições energéticas para o estado fundamental emitem luz a determinadas frequências. 1_21 As Leis de Kirchhof para a radiação 1_22 11

12 Objecto conceptual que é: O Corpo Negro - Radiador ideal quando quente - Absorvente perfeito quando frio Modelo de corpo negro: A probabilidade de a radiação que entra pelo orifício sair antes de ser completamente absorvida é extremamente baixa. Os corpos negros emitem radiação, cuja repartição espectral é independente da composição e da sua natureza, depende somente da temperatura à qual se encontram. 1_23 As Leis da Radiação do Corpo Negro Existem duas leis que descrevem a radiação emitida por um corpo negro: Qual a relação entre a quantidade de energia emitida e a temperatura? Lei de Stefan - (lei empírica) Jožef Stefan ( ) Físico Esloveno/Austríaco Qual a relação entre a poder emissivo máximo, o comprimento de onda da radiação e a temperatura? Lei Wein Wilhelm Wien ( ) Físico Prussiano/Alemão 1_24 12

13 Poder Emissivo e quantidade de energia radiada por unidade de área superficial do corpo, por unidade de tempo = σ A Lei de Stefan-Boltzmann T 4 Temperatura absoluta da superfície Constante de Stefan-Boltzmann ( W m - 2 K - 4 ) Forte dependência do poder emissivo (energia radiada) com a temperatura Poder emissivo (J/ s m 2 ) Temperatura (K) _25 Quando a temperatura do corpo negro varia: Lei de Wein o comprimento de onda para o qual o poder emissivo é máximo varia na razão inversa da temperatura absoluta λmáx= T O poder emissivo é tanto maior quanto menor for o comprimento de onda Há um deslocamento espectral, do máximo do poder emissivo do corpo negro, para menores comprimentos de onda. 1_26 13

14 Alguns exemplos de curvas de radiação Astrónomos usam as curvam de radiação do corpo negro como termómetro, na determinação da temperatura dos corpos celestes. As curvas de radiação do corpo negro são também usadas para se estudar como a radiação emitida por um corpo se distribui ao longo do espectro electromagnético. 1_27 A lei de Stefan-Boltzmann e a Lei do Inverso do Quadrado 1_28 14

15 Que mais informação podemos retirar? A luminosidade de uma estrela, o brilho aparente e a distância à terra estão relacionadas com a Lei do Inverso do Quadrado. Luminosidade Brilho Aparente A quantidade de energia radiada por segundo (potência) de um corpo celeste O brilho aparente dos corpos celestes decresce com o aumento da distância à terra L 4 2 = σt 4πR b = L 4π d 2 Se conhecermos a distância à qual a estrela se encontra, a sua luminosidade pode ser determinada a partir do seu brilho aparente. 1_29 A informação que podemos retirar Paralaxe (p) Brilho aparente (b) Espectro Classe Espectral Composição Química d = 1/p Temperatura superficial (T) Distância (d) L = 4 π d 2 b Luminosidade (L) L = σ T 4 4 π R 2 Raio (R) 1_30 15

16 1 d = = p = 2.63pc = 8.58a.l. = km O exemplo de Sirius A que distância da Terra se encontra Sirius, qual a sua Luminosidade e o seu Raio? Ângulo de paralaxe (p) Brilho aparente (b) Temperatura (T) W/m K 1 pc = 3.26 anos-luz = x km 1 d = p 2.63 pc 8.58 a.l km d m L=4πd 2 b L=4π ( ) 2 ( ) L W R = L 4 σ T 4π R = (9400) 4π R m 1_31 16