ASTROFÍSICA OBSERVACIONAL

Transcrição

1 ASTROFÍSICA OBSERVACIONAL

2 Roteiro Aula 1 Radiação Telescópios Instrumentos: espectrógrafos Detectores Aula 2 Espectroscopia Fotometria Imageamento Outras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometria Grandes levantamentos (Surveys)

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4 Corpo Negro Todo objeto emite radiação caracterizada pelo movimento de suas partículas constituintes A radiação emitida está distribuída em uma faixa do espectro eletromagnético, com um pico em um freqüência definida pela sua temperatura característica Função de Corpo negro ou Função de Planck

5 Lei de Wien: o pico da função de corpo negro se desloca de acordo com a temperatura do corpo emissor λmax T-1 + frio + vermelho + quente + azul Lei de Stefan: energia irradiada aumenta rapidamente com a temperatura E T4

6 Faixas Espectrais As cores do feixe de radiação são determinadas pela sua freqüência ou comprimento de onda Radio: radar, microondas, AM, FM, UHF, VHF freqüência Comprimento de onda Infravermelho (IV): calor Visível: olho humano sensível a Å Ultravioleta (UV) Raios X: aplicações médicas Raios Gama: radioatividade Comprimento de onda freqüência

7 Espectro eletromagnético Radio IV UV Raios X Raios gama

8 Escala de radiação eletromagnética Baixa freqüência: luz visível, infravermelho, microondas menor energia, menor poder de penetração Alta freqüência: UV, raios X, raios gama maior energia, maior poder de penetração, podem ser nocivas à saúde

9 λ Aplicações Notas Radio Nuvens de gás interestelar, centro da Galáxia, estrutura da Galáxia, galáxias ativas Emissão radio pode ser IV Formação estelar, estrelas frias, centro da Galáxia Atmosfera ~ transparente Visível Planetas, estrutura da Galáxia, evolução estelar Atmosfera transparente UV Meio interestelar, estrelas quentes Atmosfera opaca Raios X Estrelas de nêutrons, buracos negros, núcleo ativo de galáxias Atmosfera opaca Raios γ Estrelas de nêutrons, núcleo ativo de galáxias Atmosfera opaca detectada durante o dia Atmosfera ~ transparente

10 Como se forma um espectro? a b a) Fonte de emite radiação contínua: luz passa pelo prisma e forma um espectro contínuo b) Luz emitida por gás de hidrogênio excitado: o espectro é formado por linhas de emissão c) Luz re-emitida por um gás frio na frente de uma fonte de radiação contínua: linhas de absorção sobrepostas a um espectro contínuo Contínuo Emissão c Absorção

11 Processos Radiativos Absorção hν Emissão E2 E1 E2>E1 ΔE = E2 E1 = hν 1 2: absorve ΔE 2 1: emite ΔE 2 estados ligados: excitação Transição ligado-livre: ionização 2 estados livres: contínuo Linhas espectrais

12 T P M κ en M M M Onde se formam as linhas de absorção?

13 Átomo de Hidrogênio Átomo mais simples: 1 elétron Bohr: Energia do no nível é En=13.6(1-1/n2) ev Séries de hidrogênio: Lyman (n=1): 1216Å, 1026Å, 923Å... Balmer (n=2): 6563Å, 4810Å, 4340Å... Paschen (n=3): 18761Å, 8202Å... Série de Balmer:

14 Espectros compostos Gás puro de cada elemento tem o seu espectro característico O que acontece quando vários elementos são combinados?

15 Espectros Estelares O He II forte, H fraco, M III-IV... B He I, H moderado, M II A He I fraco, H forte, M II F M I-II, H moderado G M I-II, H fraco K M I forte, H fraco M M I forte, moléculas, H muito fraco

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17 Linhas de absorção Estrelas Galáxias, nebulosas Linhas de emissão Dispersão da luz Gráfico: intensidade comprimento de onda

18 Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia Raias escuras: absorção de energia em uma determinada freqüência (ou λ) Espectros típicos de estrelas

19 Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia Raias claras: emissão de energia em uma determinada freqüência (ou λ) Espectros típicos de objetos difusos (galáxias, nebulosas planetárias) ou objetos com disco

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21 Telescópios Função principal: capturar fótons provenientes de uma determinada região do céu e concentrá-los no seu foco

22 Telescópios Telescópios podem operar também no radio, UV, R-X... satélites Radiotelescópio IUE: UV Chandra: R-X

23 Observações a partir do solo Interação radiação x atmosfera Extinção: luz é espalhada ao interagir com uma partícula. O espalhamento depende do λ da luz incidente e do tamanho da partícula espalhadora. Ex: luz visível sobre partículas de poeira (d~1 µm) a luz azul é mais espalhada do que a vermelha Refração: feixe de luz sofre desvio da sua direção incidente quando passa de um meio para outro. Turbulência atmosférica cintilação (seeing)

24 Telescópios óticos Refrator ou luneta lente concentra os raios de luz Refletor espelho concentra os raios de luz

25 Telescópios Função: concentrar os fótons emitidos por uma fonte Refratores e refletores Configuração de espelhos: diferentes focos Distância focal F: distância entre o centro do espelho primário e o foco primário Razão focal f=f/d

26 Grandes Telescópios Grandes telescópios novas tecnologias Espelho mosaico Gemini: D=8 m, h=20 cm Cerro Pachon, Chile Combinação de imagem VLT (Very Large Telescope): 4 telescópios de 8 m, que podem trabalhar separadamente ou combinados (equivalente a D=16 m) Cerro Paranal, Chile

27 Telescópios MUITO grandes... European Extremely Large Telescope (E-ELT) Cerro Amazones, Chile, h=3060 m Mosaico ~1000 espelhos, 1.4m cada Abertura=39.3 m Operação em 2021 (?)

28 Óptica Ativa Novos telescópios: espelhos grandes e finos são flexíveis e sensíveis à deformação devido ao peso Óptica Ativa: Correções opto-mecânicas no espelho primário para mantê-lo uma parábola perfeita, corrigindo os efeitos gravitacionais.

29 Óptica Adaptiva Luz que passa pela atmosfera é distorcida pela turbulência e a imagem torna-se borrada. Este efeito pode ser minimizado pela altitude e condições climáticas do Observatório. Óptica adaptativa: sistema óptico-mecânico que compensa a perturbação atmosférica sofrida pela luz incidente. Vibração dos espelhos secundário e terciário do telescópio com freqüências de 10 a 100 Hz.

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31 Espectrógrafos Refração da luz incidente: luz branca espectro Lei de Snell µ1(λ) seni=µ2(λ) senr λ refração menor Principais componentes: colimador + elemento dispersor (prisma, redes de difração, echelle) + detector (CCD)

32 Esquema de um Espectrógrafo de Alta Resolução FEROS Colimador primário Rede Echelle Colimador secundário Prisma de dispersão cruzada Câmera

33 R Poder Resolutor A habilidade de um espectrógrafo de separar dois comprimentos de onda é chamada resolução espectral. Maior resolução maior detalhamento do espectro intervalo espectral coberto é menor informação sobre a distribuição geral de energia é perdida Menor resolução menor detalhamento características gerais do espectro

34 DETECTORES Os objetos astronômicos são, em geral, pouco luminosos é necessário acumular fótons Pesquisa científica é necessário quantificar e registrar da maneira mais precisa possível cada evento observado Detectores

35 Placa fotográfica Emulsão fotossensível sobre placa de vidro Controle do tempo de incidência da luz Maior tempo de exposição maior sensibilização da placa Sensível visível/uv Grande área coletora Digitalização da imagem Filme=base plástica + emulsão fotossensível

36 Charge Coupled Device CCD Matriz de dispositivos semicondutores de silício (unidade = pixel) Princípio básico: transferência da carga elétrica armazenada de um pixel para outro pixel adjacente. Eficiência quântica: capacidade do CCD de gerar cargas através da incidência de fótons.

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38 Instrumento, detector Telescópio Dados Armazenamento, análise

39 OPD 1.60 m Pico dos Dias (1864 m) Brazópolis/MG Instrumentos disponíveis: Espectrógrafo de baixa resolução (R<4000), Espectrógrafo de média resolução (R<20.000), Espectrógrafo multi-objetos Eucalyptus, Fotômetro FOTRAP, Câmera direta no IV CamIV.

40 SOuthern Astrophysical Research Telescope Cerro Pachón, Chile (2737 m) SIFS - Espectrógrafo óptico de IFU Goodman - Espectrógrafo Óptico SOI - Imageador Óptico Spartan - Câmera IV de alta resolução OSIRIS - Espectrógrafo para o IV próximo. Brasil (30%) + Universidades US primário: 4.1 metros

41 Mauna Kea, Havaí (4214 m) Gemini Norte (8m) Espectrógrafo multi-objetos (visível) Espectrógrafo (IR) Imageador (visível) Cerro Pachón, Chile (2737 m) Gemini Sul (8m) Coronógrafo Imageador (IR) Espectrógrafo multi-objetos (visível) Espectrógrafo de alta resolução (visível, IR)

42 ESO European Southern Observatory Cerro Paranal (2600m) 4x 8.2m tel. (VLT) La Silla (2500m) NTT (3.6m), 3.6m, 2.2m (+)

43 ESO 2.2 m European Southern Observatory, Chile La Silla (2500m) FEROS: espectrógrafo R~48.000, Å WFI (wide field camera): imageador