Essa prática visa a familiarizar alunos com medidas de larguras equivalentes. Para isso, faremos uso de um Applet, desenvolvido na Universidade do Oregon, EUA
Descrição do Applet: ao acessar o link, você se depara com uma janela mostrando dois espectros. Abaixo da janela, vê-se um painel que lhe permite escolher os 2 espectros a serem mostrados, tanto de estrelas (stars, selecionado por default) quanto de galáxias (galaxies). O domínio em λ (em Angstroms) pode ser escolhido nos retângulos imediatamente à direita (por default, o domínio é [λ1,λ2]=[3500Ang,6700Ang]. Os espectros a serem escolhidos, tanto o que fica na parte de cima (top), quanto o da parte de baixo (bottom), completam o painel. No caso das estrelas, a escolha do espectro se dá por tipo espectral. Já no caso das galáxias os espectros são os de objetos específicos.
1 - Selecione o conjunto de estrelas, clicando com o mouse sobre o pequeno círculo ao lado de "Stars". Para o espectro no topo escolha uma estrela de tipo espectral B6V, ou seja, quente (classificação espectral B6) e da sequência principal (classe de luminosidade V). Para o espectro na parte de baixo, escolha uma estrela mais ou menos como o Sol (tipo G1--2V). O applet deverá ficar como a figura abaixo.
2 - O espectro da estrela de tipo B6V é dominado por uma sequência de linhas de absorção fortes no intervalo [λ1,λ2]=[3700Ang,4900Ang]. Essas linhas são associadas ao elemento H. Trata-se da série de Balmer. Eleja uma linha da série para medir EW. Defina o domínio espectral do applet de forma a poder ver a linha em detalhe (digamos, um intervalo de 200 ou 300Ang centrado na linha). Com o cursor do mouse, arraste a linha vertical verde que tem o mostrador à sua direita para o extremo direito da linha. Arraste agora a linha vertical verde que tem o mostrador à esquerda para o extremo esquerdo da linha. A intersecção das linhas com o espectro é marcada com pequenos círculos vermelhos. Procure fazer com que a linha reta que conecta esses círculos vermelhos acompanhe bem o contínuo em torno da linha. Na figura abaixo um exemplo de como fica a cara do Applet quando estamos com tudo em posição para fazer uma leitura de EW.
Anote os valores de comprimento de onda dados no mostrador (número de cima) e as contagens respectivas (número de baixo). Atenção: o applet mostra esses valores para o dois espectros simultaneamente. Claro que se você está trabalhando apenas com o de cima, você tem que desprezar os valores associados ao painel de baixo. Pense no que está fazendo! Isso faz uma ENORME diferença, não apenas para esse trabalho, mas para vida em geral!
3 - Agora leve a linha vertical azul a um ponto mais ou menos no meio da linha (ver novamente figura acima). A intersecção desta linha azul com a reta ligando os pontos vermelhos vai definir o valor da contagem do contínuo. O retângulo azul formado abaixo da linha tem a mesma área que a linha, de forma que sua largura é a medida de EW. O valor de EW é mostrado na caixa na extrema direita do painel do Applet, ao lado do tipo espectral selecionado. Anote o valor de EW. Novamente atenção ao anotar o valor da caixa correta, referente ao espectro em que você está fazendo a medida.
4 - Agora vamos medir EW para a banda G no espectro de baixo, que é semelhante ao solar. A banda G é uma banda molecular produzida por CH. Seu comprimento de onda central é λ=4303Ang. Então, centre o domínio espectral em torno desse λ. Repita o procedimento feito nos ítens 2 e 3, mas agora usando a banda G no espectro de baixo. Anote o domínio de valores escolhidos para os extremos da linha e as contagens correspondentes. Anote també o valor resultante de EW, sempre com cuidado para fazer a leitura da caixa à direita do espectro com que se está trabalhando.
5 - Agora selecione "Galaxies" na parte esquerda do painel, de forma a medirmos larguras equivalentes de galáxias. Escolha as seguintes: NGC 1357 e NGC 4775. No caso de NGC 1357, vamos medir EW para as linhas de absorção H e K do calcio uma vez ionizado, CaII. Seus comprimentos de onda são λH=3933Ang e λK=3969Ang. Tente identificar essas linhas no espectro de NGC 1357 (o de cima). Lembre-se que o espectro de uma galáxia geralmente está ligeiramente deslocado para o vermelho devido à expansão do Universo. Uma vez identificadas as duas linhas em absorção vizinhas, siga os mesmos passos para determinar EW para cada uma delas. Lembre-se de anotar os domínios de λ usados para cada linha, suas respectivas contagens instrumentais e o valor de EW resultante.
6 - No caso de NGC 4775, vamos medir EW sobre linhas de emissão. Essa galáxia possui várias, indicando haver gás quente no seu meio interestelar, resultado do processo de formação estelar. Dentre as linhas de emissão mais comuns nos espectros de galáxias estão duas associadas ao OIII (ou seja, oxigênio duplamente ionizado). Elas formam um dubleto, com λ=4959Ang e λ=5007Ang, respectivamente. Lembre-se novamente de que esses comprimentos de onda são de repouso. Procure identificar essas duas linhas no espectro de NGC 4775. Feito isso, ampliando as linhas na imagem (escolhendo um domínio espectral apropriado), meça-lhes as EW, anotando novamente todos os dados. Note que os valores de EW agora são negativos.
7 - Buenas, a esta altura você tem valores de EW para várias linhas, tanto de absorção quanto de emissão. Elas são obtidas pela definição de EW, que é a integral
onde Fc é o fluxo do contínuo, F(λ) é o espectro e λ1 e λ2 definem os limites da linha. Estime a contagem de pico de cada linha que você mediu assumindo que elas têm a forma de um triângulo. A contagem de pico, Fm, é o valor extremo de contagem da linha, o qual é um máximo no caso de linha de emissão ou um mínimo no caso de linha de absorção. Lembre-se que, por esta definição, a altura do triângulo que representa a linha é dada por Fc - Fm. Anote esses valores no seu relatório também, mostrando o cálculo para chegar a cada um deles.