Espectroscopia de Alta Resolução no Laboratório ... · Dispersão Gráfico: intensidade × da luz ... • Dinâmica de ventos e perda de massa, importantes no processos de formação

ASTROFÍSICA OBSERVACIONAL

Roteiro

Aula 1: Definições Radiação Telescópios Instrumentos: espectrógrafos Detectores

Aula 2: Aplicações Espectroscopia Fotometria Imageamento Outras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometria Grandes levantamentos (Surveys)

TelescópioInstrumento,

detector

Dados

Armazenamento, análise

Técnicas observacionais

Diferentes técnicas → diferentes instrumentosCada técnica permite um tipo de análise

Técnica O que é? Que tipo de informação fornece?

Imageamento Fotografia Morfologia, posição...

Fotometria Medida da luz proveniente de um objeto

Temperatura, período orbital (binárias), distância...

Espectroscopia Análise da radiação emitida por um astro em função da freqüência

Composição química, temperatura, rotação, perda de massa, distância...

EspectroscopiaEspectroscopia é usada para estudar a composição química e parâmetros físicos de um objeto a partir da análise da luz por ele emitida.Para realizar a análise espectroscópica é necessário utilizar um instrumento chamado espectrógrafo, que espalha a luz assim como um prisma espalha a luz branca em diferentes cores (freqüências). A luz espalhada em freqüências é chamada espectro.

Cada elemento químico tem um comportamento característico e único. Um objeto que produz luz, como as estrelas, apresenta “registros” do comportamento de cada elemento químico que o compõe na luz emitida.Através da análise da variação da intensidade da luz em diferentes freqüências, os astrofísicos podem determinar a composição química dos astros, além da temperatura, da velocidade de rotação...

Contínuo

Emissão

Absorção

Espectroscopia

Linhas de emissão

Linhas de absorção

Dispersão Gráfico: intensidade × da luz comprimento de onda

Estrelas

Galáxias, nebulosas

Definições básicas

• Perfil de linha: forma aproximadamente gaussiana da função de distribuição de energia

• Largura à meia altura: largura medida na metade do nível entre o contínuo e o pico da linha.

• Largura equivalente: largura de um retângulo que subtrai do contínuo a mesma quantidade de energia que a linha verdadeira.

Que informações podemos obter?

Pico da distribuição de energia Temperatura (lei de Wien)

Presença de linhas Composição química, temperatura

Intensidade das linhas Composição química, temperatura

Posições relativas de linhas em sistemas binários

Período, inclinação da órbita, massa estelar

Estruturas nos perfis Ventos estelares, perda de massa

Efeito Doppler Velocidade na linha de visada

Largura das linhas Temperatura, turbulência, velocidade de rotação, densidade, campos magnéticos

• Composição química, condições físicas, modelos atmosféricos e cinemática de estrelas na Galáxia e em galáxias próximas (Nuvens de Magalhães)

• Distribuição de abundâncias químicas na Galáxia

• Nucleocosmocronologia (Th/Eu)

• Companheiras sub-estelares de estrelas próximas (VR de alta precisão)

• Estrutura, condições físicas e abundâncias do gás intergaláctico nos primeiros estágios evolutivos do Universo, a partir do espectro de QSO's a altos redshifts

• Cinemática e distribuição de massa em aglomerados estelares

• Composição química e parâmetros físicos de objetos nebulares

• Populações estelares em galáxias, distâncias de galáxias

• Dinâmica de ventos e perda de massa, importantes no processos de formação e evolução estelar

O que podemos procurar compreender?

Espectros Estelares

BAIXA RESOLUÇÃO

Classificação espectralClasse de Luminosidade (primeira aproximação)Temperatura efetiva (primeira aproximação)Identificação de fenômenos de perda de massa

B3V

M2V

Espectros de baixa resolução para diferentes tipos espectrais

Série de Balmer

Sér

ie d

e P

asch

en

DB

Lα

Contínuo temperatura

• Inclinação do contínuo de Paschen P=F4000/F7000

• Descontinuidade de Balmer DB=log(F3647

+/F3647-)

Linhas →Temperatura

Linhas de Hidrogênio Variação da LE Ajuste de perfis teóricos T<8.000K: independente de

g T>8.000K: ambigüidade

Linhas metálicas Razão entre as

profundidades de linhas do mesmo elemento (ou do mesmo grupo)

T17000

↓10000

6000↑

10000

Espectro de uma estrela O9.5V

N III

N II +

Si IV

O II

Si IV

O II

O II

N III

C III

O II

Presença e/ou intensidade de linhas metálicas indicam a faixa de temperatura da estrela

Gravidade superficial (pressão atmosférica)

Linhas de Hidrogênio Ajuste de perfis teóricos Variação da largura equivalente com a

gravidade

Campos de velocidades

Turbulência Atmosférica

↓

alargamento do perfil

Rotação Estelar v seni → alargamento do perfil

Perfis observados

Efeito do v sen i sobre perfis teóricos

Velocidade Radial

Planeta não observado provoca alterações na órbita da estrela

central → Deslocamento Doppler

Velocidade radial: velocidade na linha de visada: é a velocidade com a qual um objeto se move na direção do observador

∆λ = vrλo c

Se afasta: ∆λ>0 deslocamento para o vermelho

Se aproxima: ∆λ< 0 deslocamento para o azul

Binárias Espectroscópicas

Desvios Doppler Periódicos

Órbitas circulares: v1=2πr1/P

v2=2πr2/P

Dos espectros obtemos v1, v2 e P

v1/v2 = r1/r2 = M1/M2

→ obtemos r1, r2, M1 e M2

Campos Magnéticos

Efeito Zeeman

Presença de campos magnéticos suspende a degenerescência: efeito observado= alargamento das linhas (se confunde com v sen i)

A separação das componentes só pode ser observada em estrelas com baixa rotação

Composição Química

Curva de crescimento

Largura equivalente das linhas metálicas ∝ número de

absorvedores

Perda de massa (ETT, Of, SN, WR) dM/dt=4πr2ρv

Perfil P Cygni: Emissão alargado + absorção deslocado

F: gás absorve a luz da estrela e se aproxima com velocidade vr

H: gás absorve luz da estrela e re-emite. A expansão do envoltório em diferentes direções promove o alargamento do perfil

O Perfil varia com o tempo!

Espectro da estrela P Cygni

Imageamento

Imageamento = fotografia com detectores eletrônicos

Vantagens das imagens eletrônicas: medida de brilho, posição

Imageamento com filtros um filtro deixa passar apenas uma determinada cor (por exemplo,

vermelho, verde ou UV) A partir de imagens obtidas com filtros diferentes, é possível avaliar o

brilho de um objeto em diferentes cores. Um objeto pode parecer muito brilhante no UV, p. ex., e pouco brilhante no visível.

Porque isto acontece????

Verde

UV

IV

Vermelho + Verde + Azul

Combinação de cores

Hubble Gallery

Objeto Magnitude aparente

Sol -26,7

Lua cheia -12,5

Vênus -4,3

Júpiter -2,5

Sírius -1.4

Acrux 1,3

Andrômeda 4,0

Neb. de Órion 9,0

Plutão 13,9

• Magnitude aparente (m): brilho aparente de um objeto observado da Terra

• O brilho de um objeto depende também da sua distância à Terra: duas estrelas com “brilhos absolutos” iguais mas com distâncias diferentes terão diferentes “magnitudes aparentes”

Magnitude absoluta (M): brilho que o objeto teria se estivesse a uma distância padrão da Terra.

Fotometria

Medida da intensidade da radiação emitida por um objeto.

Unidade fotométrica = magnitude.

Magnitudes são medidas em faixas espectrais definidas por filtros. Existem vários sistemas de filtros fotométricos.

• A fotometria utiliza diferentes conjuntos de filtros para estudar a intensidade relativa dos astros em diferentes regiões espectrais.

• O sistema de filtros mais comum é o sistema de Johnson (UBV). Cada objeto apresenta diferentes magnitudes em cada um dos filtros U, B e V → diferença entre as magnitudes = índice de cor (B-V) e (U-B) → temperatura

U B V B-V Azul, T~30.000K 3.6 4.7 4.9 -0.2 Branca, T~10.000K 5.3 5.3 5.3 0.0 Vermelha, T~3.000K 7.5 6.6 5.6 1.0

Filtros fotométricos

Curva de luz de binárias eclipsantes

Sistema binário com órbita orientada de tal maneira que uma estrela passa em frente à outra a cada intervalo de tempo (período).

Diagrama HR

Diagrama HRAglomerados: distância, idade

Astrometria

Determinação da posição de um astro em relação a um sistema de coordenadas

Ex.: Ascenção Reta (R.A.) e Declinação (Dec.)

Satélites astrométricos Hipparcos (HIgh Precision PARallax

COllecting Satellite), 1989-1993 → Catálogo com informações astrométricas e fotométricas - posições, paralaxe, movimentos próprios e magnitudes - de aproximadamente 120.000 objetos

GAIA (lançamento previsto em 2013) → Mapa 3D da nossa Galáxia, com dados de ~1 bilhão de objetos

Paralaxe

Paralaxe é a variação aparente de um objeto devido à posição da Terra em relação ao Sol.

Medida da posição do objeto em relação ao “fundo” medida duas vezes ao ano, quando a Terra ocupa posições opostas na sua órbita em torno do Sol

D=d/πD= 1 UA = 149.6 milhões km D(pc)=1/π

Interferometria

• Interferometria → resoluções superiores às obtidas pelos telescópios separados, sem ter de recorrer à construção de um telescópio de maiores dimensões.

• Mais usada na banda radio.

• Utilização no visível é bastante recente → VLT: 4 x 8m

Dois feixes de radiação de mesmo comprimento de onda

Medida da interferência: posições e ângulos

Interferência

Máximo de cada onda coincidem: as duas amplitudes se somam = 2 x a amplitude original → interferência construtiva.

Um feixe deslocado de λ/2 em relação ao outro: as duas ondas se cancelam → interferência destrutiva

Coronografia

Coronógrafo: bloqueio da luz incidente no centro do plano focal.

Bloqueio da fonte mais brilhante para não saturar o CCD → maior tempo de exposição possibilita observar objetos próximos mais fracos.

coroa solar, discos estelares, planetas, satélites...

Beta Pictoris

Discos proto-planetários

Proplyds

Discos proto-estelaresCoroa Solar

PolarimetriaPolarimetria: medida da polarização da luz.

Luz comum: ondas vibram em todas as direções, de maneira desordenada → luz não-polarizada

Quando a luz passa por um meio material, pode passar a

vibrar em apenas uma direção → luz polarizada.

M82

Setas vermelhas e azuis: direções do campo magnético;

linha pontilhada branca: estrutura em “bolha” do campo magnético;

Setas brancas: direção do vento do centro da galáxia

Polarimetria

Através do estudo do grau e da direção de polarização da luz emitida por um astro, os astrônomos podem compreender o fenômeno que causou a polarização observada, principalmente campos magnéticos.Aplicações

Geometria e dinâmica de ventos estelares, discos e jatos → processos de perda de massa e enriquecimento do Meio Interestelar.

Binárias espectroscópicas: medida da inclinação da inclinação da órbita e, a partir daí, das massas

Campos magnéticos estelares; anãs brancas Composição e estrutura de grãos interestelares

Dificuldades Desenvolvimento instrumental Sinal fraco → longos tempos de exposição Observação e análise dificultadas por contaminação.

Grandes Levantamentos (Surveys)

Mapeamento fotométrico ou espectroscópico de determinada região do céu

Telescópios dedicados IRAS (Satélite IR, 12, 25, 60 e 100

μm, 1983)

2MASS (2-Micron All Sky Survey, 1.25, 1.65, 2.17 μm, 2 tel. 1.3m HS & HN, 1997-2001)

SDSS (Sloan Digital Sky Survey, APO2.5m, 2000-hoje)

Outros...

Previstos LSST (Large Synoptic Survey

Telescope, 8.4 m tel., Chile)

PanSTARRS (4 x 1.8m tel., Havaí)

JPAS (Espanha/ON): Levantamento fotométrico de uma

região de 8000 graus² do céu (HN)

Sistema de 56 filtros de banda estreita

Objetivo principal: cosmologia → 14 milhões de galáxias (+ estrelas,

asteróides)

T2.5m, Teruel/Espanha (2012)