Espectroscopia

Espectro:

A luz branca, ao passar por um prisma, se dispersa em seus comprimentos de onda componentes. Essa decomposição da luz se chama espectro.

O espectro nos dá grande dá informação sobre as propriedades físicas das estrelas, principalmente temperaturas e raios.

Espectros de diferentes fontes: Leis de Kirchhoff:

Um corpo opaco quente (sólido ou fluido muito denso) produz um espectro contínuo, isto é, tem todos os comprimentos de onda.
Um gás quente transparente (de baixa densidade) produz um espectro de linhas brilhantes (linhas de emissão). Nesse espectro apenas alguns comprimentos de onda estão presentes.
Um gás transparente frio em frente ao corpo opaco quente produz um espectro de linhas escuras (linhas de absorção), por remover alguns comprimentos de onda do contínuo.

Espectro contínuo:

é o espectro de corpo negro, ou espectro térmico
depende apenas da temperatura da fonte
em cada ponto do espectro (em cada frequência ou em cada comprimento de onda) a intensidade é dada pela lei de Planck

obedece às leis de Stefan_Boltzmann e de Wien:

Quando a temperatura aumenta, a radiação emitida em todos os comprimentos de onda aumenta (lei de Stefan-Boltzmann)

F = σT⁴,
O comprimento de onde em que acontece a máxima emissão é inversamente proporcional à sua temperatura (lei de Wien).
λ_maxT = 3x10⁷ , λ em Angstroms, T em Kelvin

Um espectro contínuo é o resultado de diversos espectros de linha superpostos!

Espectro de linhas: como se fmrmam as linhas espectrais?

Níveis de energia do átomo:

Átomo de hidrogênio

cada elétrom existe um certo nível de energia (órbita)
as únicas órbitas possíveis são aquelas cujo perímetro é igual a um número inteiro de comprimentos de onda do elétrom (λ_e)
2πr = n λ_e
o elétrom ganha ou perde energia "saltando" de um n´vel para outro de maior ou menor energia
quando o elétrom absorve luz ( saltando para um nível de maior energia) ele produz uma linha de absorção
quando o elétrom emite luz (saltando para um nível de menor energia) ele produz uma linha de emissão

A figura mostra um átomo constituído de um núcleo e um elétron (bolinha azul) em meio a várias partículas (bolinhas amarelas). Uma partícula colide com o átomo (1)que se excita,
fazendo com que seu elétron pule para um nível de maior energia (2). Em seguida o elétron volta para seu nível de energia original, liberando a energia extra na forma de um fóton de luz (3).

a diferença entre dois níveis de energia é igual a
E(n₁) - E(n₂) = ΔE = h ν = hc/λ
onde ν é e λ são a frequencia e o comprimento de onda da luz emitida ou absorvida
No caso do átomo de hidrogênio as diferenças de energia entre dois níveis são:
ΔE = h ν = 13,6 eV ( 1/n₁²- 1/n₂² )
ou
ΔE = h c/λ = 1/912Å ( 1/n₁²- 1/n₂² )
onde 13,6 eV é a energia necessária para arrancar o elétron do átomo de hidrogênio, ou seja, ionizar o átomo. O comprimento de onde de um fóton com essa energia é 912 Å
somente fótons com energia igual à diferença de energia entre dois níveis atômicos podem ser emitidos ou absorvidos

Níveis de energia do átomo de hidrognio, mostrando algumas transições das séries de: Lyman (em que o nível mais baixo é o nível fundamental n=1), Balmer (em que o nível mais baixo é o primeiro nível excitado n=2, e Paschen (em que o nível mais baixo é o segundo nível excitado, n=3). As cores das linhas indicando a transição se referem à região espectral em que a linha é produzida.

Simulação das Linhas

Espectros Estelares:

texto completo

Estrelas emitem um espectro contínuo com linhas de absorção.

Contínuo:

O contínuo é gerado na sua superfície visível (fotosfera)
Tem forma similar à de um corpo negro com a temperatura da fotosfera.
A cor de uma estrela depende de sua temperatura, de acordo com a Lei de Wien.
- estrelas quentes aparecem azuladas (T=10 000-50 000 K)
- estrelas "mornas" aparecem amareladas (T= 5000 - 7000 K)
- estrelas frias aparecem avermelhadas (T = 2500 - 4000K)

Linhas de absorção:

São geradas nas atmosfera fina logo acima da fotosfera
Sua presença depende dos elementos ali presentes e da temperatura da estrela

Classificação espectral

~1900 - Annie Jump Cannon: classificou os espectros de 225 000 estrelas até magnitude 9. Publicou a classificação no Henry Draper Catalogue,entre 1918 e 1924.

Aspectos principais da classificação:

baseia-se nas intensidades relativas das linhas de absorção presentes
essa intensidade está associada à temperatura da estrela, logo é uma classificação de temperatura
em ordem decrescente de temperatura, as classes espectrais são: O, B, A, F, G, K, M
cada classe se subdivide em 10, de 0 a 9 (..., A0,A1,A2,...,A9,F0,F1,..) sendo 0 a mais quente dentro da classe e 9 a mais fria.

O	estrelas azuis, com T_ef=20 000 a 35 000 K, apresentam linhas de HeII (hélio uma vez ionizado) e ultravioleta forte. Exemplo: 10 Lac (V=4,88, O9) e Mintaka (δ Ori, uma das Três Marias, V=2,10, O9).
B	estrelas branco-azuladas, com T_ef=15 000 K, com linhas de HeI. Exemplos: Rigel (β Ori, V=0,12, B8Ia) e Spica (α Vir, V=0,90, B1V).
A	estrelas brancas, com T_ef=9000 K, com linhas de HI forte. Exemplos: Sírius α Can Maj, V=-1,46, A1V) e Vega (αLyr, V=0, A0V).
F	estrelas branco-amareladas, com T_ef=7000 K, com linhas de metais observadas. Exemplos: Canopus α Car, V=-0,72, F0Ib) e Procyon (αCan Min, V=0,38, F5IV).
G	estrelas amarelas, com T_ef=5500 K, como o Sol, com fortes linhas de metais e HI fraco. CaI (H e K) fortes. Exemplos: Sol (G2V) e Capela (αAur, V=0,08, G1II).
K	estrelas alaranjadas, com T_ef=4000 K, com linhas metálicas dominantes. Contínuo azul fraco. Exemplos: Aldebarã (α Tau, V=0,80, K5III) e Arcturus (αBoo, V=-0,04, K2III).
M	estrelas vermelhas, com T_ef=3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito fortes. Exemplos: Betelgeuse (αOri, V=0,50, M2Ib) e Antares (α Sco, V=0,88, M1Ib).

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Exemplos dos diferentes tipos espectrais

Classes de Luminosidade

Baseia-se nas larguras das linhas de absorção do espectro.

Linhas de aborção são sensíveis à pressão do gás:

Ficam mais largasconforme a pressão aumenta.
Estrelas grandes têm pressão menor.
Estrelas pequenas têm pressão maior.

Portanto:

Estrelas grandes têm linhas de absorção estreitas .
Estrelas pequenas têm linhas de absorção alargadas .

Estrelas grandes são mais brilhantes à mesma temperatura que um estrela pequena.

Ia - supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia)
Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab)
II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII)
III - gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III)
IV - subgigantes. Exemplo: Acrux ( Crucis - B1IV)
V - anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V)

Fazer questões 1 a 4 da 6.a lista de exercícios

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