Espectroscopia de Alta Resolução no Laboratório Nacional...
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Roteiro
Aula 1
RadiaçãoTelescópios Instrumentos: espectrógrafosDetectores
Aula 2
EspectroscopiaFotometria ImageamentoOutras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometriaGrandes levantamentos (Surveys)
Corpo Negro
• Todo objeto emite radiação caracterizada pelo movimento de suas partículas constituintes
• A radiação emitida está distribuída em uma faixa do espectro eletromagnético, com um pico em um freqüência definida pela sua temperatura característica → Função de Corpo negro ou Função de Planck
• Lei de Wien: o pico da função de corpo negro se desloca de acordo com a temperatura do corpo emissor
λmax ∝ T-1
+ frio → + vermelho
+ quente → + azul
• Lei de Stefan: energia irradiada aumenta rapida-mente com a temperatura
E ∝ T4
Faixas Espectrais
As “cores” do feixe de radiação são determinadas pela sua freqüência ou comprimento de onda
Comprimento de onda
freqüência
Radio: radar, microondas, AM, FM, UHF, VHF
Infravermelho (IV): calor
Visível: olho humano sensível a 4000-7000Å
Ultravioleta (UV)
Raios X: aplicações médicas
Raios Gama: radioatividade
Co
mp
rime
nto
de
on
da
freqü
ên
cia
Escala de radiação eletromagnética
Baixa freqüência: luz visível, infravermelho, microondas → menor energia, menor poder de penetração
Alta freqüência: UV, raios X, raios gama → maior energia, maior poder de penetração, podem ser nocivas à saúde
∆ λ Aplicações Notas
Radio Nuvens de gás interestelar, centro da Galáxia, estrutura da Galáxia, galáxias ativas
• Emissão radio pode ser detectada durante o dia• Atmosfera ~ transparente
IV Formação estelar, estrelas frias, centro da Galáxia
Atmosfera ~ transparente
Visível Planetas, estrutura da Galáxia, evolução estelar
Atmosfera transparente
UV Meio interestelar, estrelas quentes Atmosfera opaca
Raios X Estrelas de nêutrons, buracos negros, núcleo ativo de galáxias
Atmosfera opaca
Raios γ Estrelas de nêutrons, núcleo ativo de galáxias
Atmosfera opaca
Como se forma um espectro?
Contínuo
Emissão
Absorção
a) Fonte de emite radiação contínua: luz passa pelo prisma e forma um espectro contínuo
b) Luz emitida por gás de hidrogênio excitado: o espectro é formado por linhas de emissão
c) Luz re-emitida por um gás frio na frente de uma fonte de radiação contínua: linhas de absorção sobrepostas a um espectro contínuo
b
a
c
Processos Radiativos
E1
E2
hν
Emissão
Absorção
E2>E1
ΔE = E2 – E1 = hν
1 → 2: absorve ΔE
2 ← 1: emite ΔE
2 estados ligados: excitação
Transição ligado-livre: ionização
2 estados livres: contínuo
Linhas espectrais
Átomo de Hidrogênio
Átomo mais simples: 1 elétron
Bohr:
Energia do no nível é En=13.6(1-1/n2) eV
Séries de hidrogênio:
Lyman (n=1): 1216Å, 1026Å, 923Å...
Balmer (n=2): 6563Å, 4810Å, 4340Å...
Paschen (n=3): 18761Å, 8202Å...
Série de Balmer:
Espectros compostos
Gás puro de cada elemento tem o seu espectro característico
O que acontece quando vários elementos são combinados?
Espectros Estelares
O 30.000 He II forte, H fraco, M III-IV...
B 20.000 He I, H moderado, M II
A 10.000 He I fraco, H forte, M II
F 7.000 M I-II, H moderado
G 6.000 M I-II, H fraco
K 4.000 M I forte, H fraco
M 3.000 M I forte, moléculas, H muito fraco
Estrelas
Galáxias, nebulosas
Linhas de emissão
Linhas de absorção
Dispersão Gráfico: intensidade × da luz comprimento de onda
Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia
Raias escuras: absorção de energia em uma determinada freqüência (ou λ)
Espectros típicos de estrelas
Outra forma de ver os espectros: função distribuição de energia
Raias claras: emissão de energia em uma determinada freqüência (ou λ)
Espectros típicos de objetos difusos (galáxias, nebulosas planetárias) ou objetos com disco
Telescópios
Função principal: capturar fótons provenientes de uma determinada região do céu e concentrá-los no seu foco
Telescópios
Telescópios podem operar também no radio, UV, R-X...
IUE: UVRadiotelescópio Chandra: R-X
satélites
Observações a partir do solo
Interação radiação x atmosfera
Extinção: luz é espalhada ao interagir com uma partícula. O espalhamento depende do λ da luz incidente e do tamanho da partícula espalhadora.Ex: luz visível sobre partículas de poeira (d~1 µm) → a luz azul é mais espalhada do que a vermelha
Refração: feixe de luz sofre desvio da sua direção incidente quando passa de um meio para outro.
Turbulência atmosférica → cintilação (seeing)
Telescópios óticos
Refrator ou luneta → lente concentra os raios de luz
Refletor → espelho concentra os raios de luz
Telescópios
• Função: concentrar os fótons emitidos por uma fonte
• Refratores e refletores
• Configuração de espelhos: diferentes focos
• Distância focal F: distância entre o centro do espelho primário e o foco primário
Razão focal f=F/D
Grandes Telescópios
Grandes telescópios → novas tecnologias
Espelho mosaicoGemini: D=8 m, h=20 cm Cerro
Pachon, Chile
Combinação de imagem VLT (Very Large Telescope): 4
telescópios de 8 m, que podem trabalhar separadamente ou combinados (equivalente a D=16 m) Cerro Paranal, Chile
Telescópios MUITO grandes...
European Extremely Large Telescope (E-ELT)
Cerro Amazones, Chile, h=3060 mCerro Amazones, Chile, h=3060 m Mosaico ~1000 espelhos, 1.4m cadaMosaico ~1000 espelhos, 1.4m cada
Abertura=39.3 m Abertura=39.3 m Operação em 2021 (?)Operação em 2021 (?)
Óptica Ativa
Novos telescópios: espelhos grandes e finos são flexíveis e sensíveis à deformação devido ao peso
Óptica Ativa: Correções opto-mecânicas no espelho primário para mantê-lo uma parábola perfeita, corrigindo os efeitos gravitacionais.
Óptica Adaptiva
Luz que passa pela atmosfera é distorcida pela turbulência e a imagem torna-se “borrada”. Este efeito pode ser minimizado pela altitude e condições climáticas do Observatório.
Óptica adaptativa: sistema óptico-mecânico que compensa a perturbação atmosférica sofrida pela luz incidente.
Vibração dos espelhos secundário e terciário do telescópio com freqüências de 10 a 100 Hz.
Espectrógrafos
• Refração da luz incidente: luz branca → espectro
• Lei de Snell µ1(λ) seni=µ2(λ) senr λ ↑ refração menor
• Principais componentes: colimador + elemento dispersor (prisma, redes de difração, echelle) + detector (CCD)
Esquema de um Espectrógrafo de Alta Resolução
Colimador primário
Rede “Echelle”
Colimador secundário
Prisma de dispersão cruzada
Câmera
FEROS
Poder Resolutor
R
A habilidade de um espectrógrafo de separar dois comprimentos de onda é chamada resolução espectral.
Maior resolução → • maior detalhamento do espectro • intervalo espectral coberto é menor • informação sobre a distribuição geral de energia é perdida
Menor resolução →
• menor detalhamento • características gerais do espectro
Os objetos astronômicos são, em geral, pouco luminosos → é necessário “acumular” fótons
Pesquisa científica → é necessário quantificar e registrar da maneira mais precisa possível cada evento observado
Detectores
DETECTORES
Placa fotográfica
• Emulsão fotossensível sobre placa de vidro
• Controle do tempo de incidência da luz
Maior “tempo de exposição” → maior sensibilização da placa
• Sensível visível/UV
• Grande área coletora
• Digitalização da imagem Filme=base plástica + emulsão fotossensível
Charge Coupled Device - CCD
Matriz de dispositivos semicondutores de silício (unidade = pixel)
Princípio básico: transferência da carga elétrica armazenada de um pixel para outro pixel adjacente.
Eficiência quântica: capacidade do CCD de gerar cargas através da incidência de fótons.
OPD 1.60 m
Pico dos Dias (1864 m)
Brazópolis/MG
Instrumentos disponíveis:
Espectrógrafo de baixa resolução (R<4000), Espectrógrafo de média resolução (R<20.000), Espectrógrafo multi-objetos Eucalyptus, Fotômetro FOTRAP, Câmera direta no IV CamIV.
SIFS - Espectrógrafo óptico de IFU
Goodman - Espectrógrafo Óptico
SOI - Imageador Óptico
Spartan - Câmera IV de alta resolução
OSIRIS - Espectrógrafo para o IV próximo.
SOuthern Astrophysical Research Telescope
Cerro Pachón, Chile (2737 m)
Brasil (30%) + Universidades US
primário: 4.1 metros
Mauna Kea, Havaí (4214 m)
Gemini Norte (8m)
Espectrógrafo multi-objetos (visível)
Espectrógrafo (IR)
Imageador (visível)
Gemini Sul (8m)
Coronógrafo
Imageador (IR)
Espectrógrafo multi-objetos (visível)
Espectrógrafo de alta resolução (visível, IR)
Cerro Pachón, Chile (2737 m)
ESO European Southern
Observatory
Cerro Paranal (2600m)4x 8.2m tel. (VLT)
La Silla (2500m)
NTT (3.6m), 3.6m,
2.2m (+)