Radiação Eletromagnética

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

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

Ondas eletromagnéticas c = λ. f crista ventre λ

Radiação Eletromagnética

Energia de um fóton: E = hc/λ c = 3 10 10 m/s h = 6.626 10-34 J.s 10 A = 1 nm = 10-9 m λ= 5000 A E = 4 x 10-19 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

Leis de Kirchhoff

quilíbrio ermodinâmico adiação de orpo negro ei de Planck

Lei de Wien pico da planckiana (derivada=0) λ max = 2900/T µm.k Unidades: 1 A = 10-10 m = 10-8 cm 1 µm = 10 000 A.: Qual a faixa de temperaturas de estrelas ue emitem seu pico de luz dentro dos limites a faixa visível (3500 7500A), sendo que ela stão próximas do equilíbrio termodinâmico?

.: 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~4 10 26 J/s

Lei de Stefan: integral da planckiana L = Area σ T 4 J/s (watt) σ = 5.672 10-8 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?

Espectros de emissão

Níveis de energia do hidrogênio:

= 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

Espectros nebulares

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

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

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

Efeito Doppler (λ-λo)/λo = λ/λ = v/c Q. A linha espectral Ha (l=6562.8 A) de uma estrela foi observada na posição 6561.8 A. a) Qual a velocidade da estrela? b) ela está se aproximando ou se afastando de nós?

Alargamento por expansão flux wavelength

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

Alargamento rotacional flux Rotação Rotação lenta rápida flux wavelength wavelength

Tipos espectrais: OBAFGKM RNS Oh, Be A Fine Girl Kiss Me Right Now Swit Hearth Tipo O: temperatura de 20 000 a 35 000 K; cor brancoazulada; apresenta linhas do HeII (He uma vez ionizado). Exemplo: δ Ori (Mintaka). Tipo B: temperatura de 10 000 a 20 000 K; cor brancoazulada; apresenta linhas do HeI (He neutro). Exemplos: β Ori (Rigel), α Vir (Spica). Tipo A: temperatura de 8000 a 10000 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).

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

A intensidade das linhas espectrais depende da temperatura da estrela:

O Diagrama Hertzprung-Russell (ou HR)

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).

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

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

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