Radiação Eletromagnética

Transcrição

1 Radiação Eletromagnética Objetivos nergia e informação (>99%) vinda dos astros aixas do espectro adiação de corpo negro (equilíbrio termodinâmico) edida de movimentos (efeito Doppler) spectros contínuos e linhas espectrais (emissão e absorção) nda e partícula (fótons) tomo de Bohr spectros moleculares

2 Radiação Eletromagnética Origem ewton 1665 luz branca => arco-iris

3 Ondas eletromagnéticas c = λ. f crista ventre λ

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5 Radiação Eletromagnética

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7 Energia de um fóton: E = hc/λ c = m/s h = J.s 10 A = 1 nm = 10-9 m λ= 5000 A E = 4 x J 10 A = 1 nm Q.: Compare a energia de um fóton de raios-x (λ ~1A) com um da faixa visível. Q.: Faça o mesmo com um fóton rádio da faixa centimétrica

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9 Leis de Kirchhoff

10 quilíbrio ermodinâmico adiação de orpo negro ei de Planck

11 Lei de Wien pico da planckiana (derivada=0) λ max = 2900/T µm.k Unidades: 1 A = m = 10-8 cm 1 µm = A.: Qual a faixa de temperaturas de estrelas ue emitem seu pico de luz dentro dos limites a faixa visível ( A), sendo que ela stão próximas do equilíbrio termodinâmico?

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13 .: Qual o comprimento de onda em que o ol emite seu pico de emissão? (T~6000 K).: Use esse resultado para obter uma ordem e grandeza do número de fótons emitidos elo Sol a cada segundo, sendo que sua otência lumiosa é L~ J/s

14 Lei de Stefan: integral da planckiana L = Area σ T 4 J/s (watt) σ = J /m 2 /K 4 Q.: em que comprimento de onda nosso corpo emite o máximo de energia, sendo que ele está em equilíbrio termodinâmico aproximado? Q.:Qual a nossa potência (energia/tempo) luminosa? Q.: Quantos fótons por segundo emitimos? Q.: Qual o fluxo luminoso (potência/área) através de nossa pele?

15 Espectros de emissão

16 Níveis de energia do hidrogênio:

17 = Contínuo Linhas de emissão no átomo de =6 =5 =4 =3 L β L δ L γ H H δ γ H α H β P α P β P γ P δ Hidrogênio =2 =1 L α Lyman Transição ressonante Núcleo Paschen Balmer Estado Brackett B α B β Pfund B γ B δ F α F βfγ F δ Nível limite

18 Espectros nebulares

19 Efeito Doppler Para v<<c (λ-λo)/λo = λ/λ = v/c v<0 blueshift v>0 redshift

20 Speedy spectra If the spectrum (emission or absorption) were compared to a known, calibrated spectrum for a similar object which is not moving relative to Earth, then the Spectrum from object not moving relative to Earth same features would be there but would all be shifted towards the blue end of Spectrum the spectrum. from object moving rapidly towards Earth All features basically the same, but shifted towards the blue

21 Red Shift Similarly, if an object emits light as it moves rapidly away from us, then its light is stretched and all features of the Spectrum spectrum from object are not shifted moving relative towards Earth the red end of the spectrum. Spectrum from object moving rapidly away from Earth All features basically the same, but shifted towards the red

22 Efeito Doppler (λ-λo)/λo = λ/λ = v/c Q. A linha espectral Ha (l= A) de uma estrela foi observada na posição A. a) Qual a velocidade da estrela? b) ela está se aproximando ou se afastando de nós?

23 Alargamento por expansão flux wavelength

24 Alargamento térmico de linhas flux Estrela Estrela fria quente flux wavelength wavelength

25 Alargamento rotacional flux Rotação Rotação lenta rápida flux wavelength wavelength

26 Tipos espectrais: OBAFGKM RNS Oh, Be A Fine Girl Kiss Me Right Now Swit Hearth Tipo O: temperatura de a K; cor brancoazulada; apresenta linhas do HeII (He uma vez ionizado). Exemplo: δ Ori (Mintaka). Tipo B: temperatura de a K; cor brancoazulada; apresenta linhas do HeI (He neutro). Exemplos: β Ori (Rigel), α Vir (Spica). Tipo A: temperatura de 8000 a K; cor branca; linhas do He ausentes, linhas do H em sua intensidade máxima; linhas do CaII fracas. Exemplos: α CMa (Sirius), α Lyr (Vega). Tipo F: temperatura de 6500 a 8000 K; cor branco-amarelada; linhas do H mais fracas; linhas do CaII mais fortes; linhas de metais neutros FeI, CrI. Exemplo: α Pup (Canopus).

27 Tipo G: também chamado de tipo solar, apresentam cor amarelada; temperatura entre 5000 e 6000 K; linhas do H fracas; linhas de metais mais fortes. Exemplos: Sol, α Aur (Capella). Tipo K: cor alaranjada; temperatura entre 3800 e 5000 K; linhas do CaII atingem intensidade máxima; muitas linhas de metais. Exemplos: α Tau (Aldebaran) e α Boo (Arcturus). Tipo M: cor avermelhada; temperatura cerca de 3000 K; espectro dominado por bandas de absorção moleculares do TiO; contínuo fraco no azul. Exemplos: α Sco (Antares), o Ceti (Mira), α Ori (Betelgeuse). Os tipos R, N e S referem-se a diferentes composições químicas, são tão frias quanto as tipo M e seu espectro é dominado por bandas de absorção moleculares do ZrO, VO, etc. Cada tipo espectral é subdividido em sub-classes

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29 A intensidade das linhas espectrais depende da temperatura da estrela:

30 O Diagrama Hertzprung-Russell (ou HR)

31 Como distinguir entre diferentes classes de luminosidade? Qual é a diferença entre o espectro de uma estrela supergigante (ou gigante) de tipo espectral M de outra anã M de sequência principal? A gravidade superficial de uma estrela é dada pela expressão: Quanto maior a gravidade, maior a pressão, que torna as linhas espectrais mais alargadas (um efeito quântico).

32 Como distinguir entre diferentes classes de luminosidade? Qual é a diferença entre o espectro de uma estrela supergigante (ou gigante) de tipo espectral M de outra anã M de sequência principal? A gravidade superficial de uma estrela é dada pela expressão: Quanto maior a gravidade, maior a pressão, que torna as linhas espectrais mais alargadas (um efeito quântico). Linhas mais largas pressupõem maior

33 lasses de luminosidade a - supergigantes luminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia) - L=40550 L o b - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab) - L=12246 L o I - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII) - L=4875 L o II - gigantes. Exemplo: Aldebaran (K5III) - L=100 L o V - subgigantes. Exemplo: Acrux (α Crucis - B1IV) - L=3076 L o - anãs (sequência principal). Exemplo: Sol (G2V) - L=1 L o

34 Exemplo: alargamento de linhas por pressão asas da linha: efeito stark