INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210) LUZ E TELESCÓPIOSpicazzio/aga210/apresentacao/luz-telescopio.pdf · Notas de aula do curso INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210) LUZ E TELESCÓPIOS

Notas de aula do curso

INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210)

LUZ E TELESCÓPIOS

Prof.: Enos Picazzio.

Notas de aula do curso

INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210)

LUZ E TELESCÓPIOS

Prof.: Enos Picazzio.

Tel

escó

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SOA

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Cer

ro P

acho

n (C

hile

)

NÃO HÁ PERMISSÃO DE USO PARCIAL OU TOTAL DESTE MATERIAL PARA OUTRAS FINALIDADES

Se nos dissessem que eles eram “gêmeos univitelinos”,

estaríamos frente a uma situação enigmática.

Pois a Luz é mais enigmática ainda!Pois a Luz é mais enigmática ainda!

• Experimentos revelam uma ambiguidade da luz: ¬ ela tem natureza corpúscular e ondulatória,

ao mesmo tempo.

• Não há como testá-las simultaneamente

14 Sep 2000 ASTR103, GMU, Dr. Correll 4

Luz eLuz e TelescópiosTelescópios

•• AA NaturezaNatureza dada LuzLuz

• Óptica e Telescópios

• Radio Astronomia ...

Light and Telescopes (ASTR 103, GMU, Dr. Correll, 14 Sept 2000)


1000 a.C.:Luz consistia de partículas diminutasNewton:Usou essa concepção para explicar os fenômenos de reflexão e refraçãoHuygens (1670):Explicou várias propriedades da luz tratando-a como ondaYoung (1801):Fortaleceu o conceito de onda mostrando a interferênciaMaxwell (1865):Ondas eletromagnéticas viajam a velocidade (da luz) finitaPlanck:(a) Radiação eletromagnética é quantizada. Isto implica na característica de partícula (b) Explicou o espectro eletromgnético emitido por objetos aquecidos (radiação de

corpo negro)Einstein:A luz tem natureza de partícula. Explicou o efeito fotoelétrico

http://kottan-labs.bgsu.edu/202/Chapter%2022.1-4.ppt

A nA natureatureza da luz: breve históricoza da luz: breve histórico


• Luz viaja em linha reta num meio homogêneo. Quando muda de meio, altera a direção.

• Feixe de luz é conceito decorrente da aproximação de raio.

• Raio de luz é uma linha imaginária desenhada ao longo da direção em que a luz viaja.


A nA natureatureza da luzza da luz


Próximo a uma fonte pontual, as frentes de onda (i.e., superfícies de fase contante) são circulares em 2 dimensões e esféricas em 3 dimensões.


Longe do fonte pontual, as frentes de onda são aproximadamente lineares ou planas. Alinha perpendicular à frente de onda e na direção de propagação é denominada raio.

A nA natureatureza da luzza da luz

Fonte PontualFrentes de onda

Raio

Raio

Onda

Raio

Frente de onda


• Raio ϕ : incidente• Raio κ : refletido• Raio λ : refratado• Raio µ : internamente

refletido• Raio ν : refratado assim

que atinge o ar ao sair do cubo


Reflexão e Reflexão e RefRefraçãoração


Luz: Luz: propriedadespropriedadesPropriedades de raio luminoso

• Reflexão: desvio de direção do raio luminoso quando este incide sobre uma superfície.




RefleReflexão Espxão Especularecular e Difusae Difusa• Reflexão especular é a reflexão

numa superfície lisa• Os raios refletidos são paralelos

entre sí


• Reflexão difusa é a reflexão de uma superfícies rugosa (não lisa)

• Os raios refletidos viajam em direções diversas


Especular Difusa


RefleReflexão Espxão Especularecular e Difusae Difusa




Luz: Luz: propriedadespropriedadesPropriedades de raio luminoso

• Refração: desvio de direção do raio luminoso quando este passa por meios diferentes.



ÍÍndndicicee de de refrarefraçãoção

• Velocidade da luz é constante NUM MESMO MEIO. Seu valor muda com a natureza do meio.

• O índice de refração é quem define a velocidade da luz → cn.


vc

n =

velocidade da luz no vácuo

velocidade da luz no meio

índice de refração

n = 1 no vácuo

n > 1 em outro meio

v = c/nágua é mais densa que o ar

arágua

v = c


Constância da Constância da FrequFrequêêncnciaia

• Na mudança de meio afreqüência não se altera– Mas a velocidade e o

comprimento de onda sim– As frentes de onda se

arranjam de tal forma que a frequência se mantém



Variação do comprimento de ondaVariação do comprimento de onda

ff

vc

nnλ

λ0==

n=λ0/λn

comprimento de onda no vácuo

comprimento de onda no meio de índice refrativo n



A quantidade de energia que passa pela “pirâmide” é conservada. O que varia é a “área transversal da pirâmide”, relativa a uma distância qualquer do vértice.

Como a área aumeta com o quadrado da distância a intensidade da luz decai com o quadrado da distância. Isto se mede através do “fluxo”:

Fluxo = energia / área Fluxo = energia / área ×××× tempotempo

B ∝∝ 1 / d2B ∝∝ 1 / d2

Lei de Propagação da Lei de Propagação da LuzLuz

FonteLuminosa



Luz:Luz: Onda ou PartículaOnda ou Partícula??

Para Newton era partícula

Thomas Young revelou propriedades ondulatórias (1801)



Ondas Eletromagnéticas Ondas Eletromagnéticas

• As ondas são descritas por:– comprimento de onda, λ– freqüência, ν– velocidade, v = λ×ν (v = 3 × 108 m/s, no vácuo)– energia, Eν = h×ν (h=6,63×10-34 Js, cte de Planck)

•• OOnda nda luminosa (luminosa (electromagnéticaelectromagnética): ): é uma perturbação eletromagnética, que apresenta oscilações nos campos elétrico e magnético que não necessita de meio material para propagar-se. Ela resulta do movimento dos elétrons.

Campo magnético Campo elétrico

Comprimentode onda

Direção depropagação



Difração da luz ao passar por um orifício (Adaptado de R.R.Robbins, 1995, Fig.11-1, p.239.

Propriedades ondulatórias

• Difração: desvio de direção que a luz sofre ao passar por bordas, por exemplo, de um orifício

• Interferência: fenômeno de combinação construtiva ou destrutiva de ondas. A luz branca éa combinação resultante da interferência de luz de diferentes cores (comprimentos de onda).

Luz: Luz: propriedadespropriedades



• Albert Einstein mostrou que a luz continha energia em pacotes discretos.–– FótonsFótons: partículas de luz e energia.

• A energia do fóton:- aumenta com a frequência,- diminui com o comprimento de onda.

Luz:Luz: Onda ou PartículaOnda ou Partícula??

E = hν = hc / λ

hνe-

Efeito fotoelétricoonde:h = 6,63×10-34 Js, cte de Planck; ν é freqüência (Hz); c = ν× λ = 3×108 m/s, velocidade da luz


Portanto, a luz: Portanto, a luz: (a) interage como partícula(a) interage como partícula(b) tem freqüência como onda(b) tem freqüência como onda


A A Natureza daNatureza da LuzLuz

Primeiras descobertas• Luz branca é composta

de um espectroespectro de cores.

• Isaac Newtondemonstrou que as cores são inerentes àluz, e não adicionadas pelo prisma.

Luz branca Luz branca



OO Espectro ElectromagnéticoEspectro Electromagnético

• Diferentes tipos espectrais correspondem a diferentes fenômenos físicos.–– Raios GamaRaios Gama e Xe X: gerados

por energia extrema.–– LuzLuz visívelvisível: gerada por

processos atômicos emoleculares.

–– LuzLuz infravermelhainfravermelha: gerada por calor e processos moleculares.

–– OndasOndas de radiode radio: geradas por movimento de elétrons livrese íons.

Fótons de alta energia

Fótons de alta energia



ImagemImagem nono infravermelho infravermelho

Quanto mais

clara a cor,

mais elevada

é a

temperatura.

(NASA/JPL)

Chama



JúpiterJúpiterAurora em Raio-X

Visível

Infravermelho

www.spacetoday.org/SolSys/ Jupiter/JupiterRadio.htmlRadio

13 cm

22 cm

www.windows.ucar.edu/.../images/ jupiter_ir_image.html&fr=t

Imagem composta dos telescópios Hubble e Chandra http://www.the-planet-jupiter.com/Shoemaker-Levy-9/Shoemaker-Levy-9-

impact.html

Ultravioleta

http://www.the-planet-jupiter.com/Shoemaker-Levy-9/Shoemaker-Levy-9-impact.html

Zonas de queda dos fragmentos do cometaShoemaker-Levy 9


OO céu visto em raios gamacéu visto em raios gama

adc.gsfc.nasa.gov/mw/mwpics/ egret_allsky.gif

A faixa central é o plano da nossa galáxia



EfeitoEfeito DopplerDoppler

AlteraçãoAlteração dodo comprimentocomprimento dede onda onda

provocada pela velocidade relativa provocada pela velocidade relativa

entre fonte emissoraentre fonte emissora ee observadorobservador..

Com a luz, esse efeito manifesta-se

na mudança da cor:

• aproximação: a cor torna-se

azulada (desvio para o azul)

• recessão: a cor torna-se

avermelhada

(desvio para

o vermelho)

Medida do deslocamento

∆λ / λ = v / c

λ = comprimento de onda verdadeiro;∆λ = desvio v, c = velocidades de recessão e da luz,respectivamente;

Repouso (valor de laboratório)

Desvio para o azul →→: fonte aproximando-se do observador

Desvio para o vermelho →→ fonte afastando-se do observador


EfeitoEfeito Doppler Doppler -- MedidaMedida dede VelocidadeVelocidade RadialRadial

ExemploExemplo

Comprimento de onda observado = 600 nm; Comprimento de onda de laboratório = 400 nm

v / c = ∆λ / λ = (600 - 400) / 400 = 200/400 = 0.5

Portanto, a fonte afasta-se do observador com velocidade v = 0.5 c, ou seja, com 50% da velocidade da luz (150.000 km/s)



EfeitoEfeito Doppler Doppler -- AlargamentoAlargamento dede LinhaLinha

Luz proveniente de diferentes partes da estrela em rotação apresenta desvios diferentes, proporcionalmente à velocidade radial (velocidade verdadeira, projetada na direção do observador). A soma dos vários deslocamentos provoca o alargamento da linha observada.

Astronomy Today, Chaisson & McMillan



Leis deLeis de RadiaçãoRadiação dede KirchoffKirchoff

2.2. EmissãoEmissão ((Linha Linha BrilhanteBrilhante))Produzida por umgás quente e pouco denso.

3.3. AbsorçãoAbsorçãoProduzida quandoum espectro contínuo é visto através de um gás frio de pouco denso.

Fonte de emissão contínua

Espectro contínuo

Espectro delinhas de emissão

Espectro de linhasde absorção

Linhas claras

Linhas escurasNuvemde gás

Prisma

1.1. ContínuoContínuo ((Radiação TérmicaRadiação Térmica))Produzida por gás quente edenso, ou sólido aquecido.


EspectroEspectro dede CorpoCorpo NegroNegroA curva de corpo negro, ou de Planck, representa adistribuição da intensidade de radiação emitida porum objeto aquecido.

LeiLei da Radiaçãoda Radiação de Planckde Planck

Iλλ - intensidade monocromática deradiação;

λλ - comprimento de onda, h - cte. de Planck; k - cte. de Boltzmann; t - temperatura (K); c - velocidade da luz


EspectroEspectro dede CorpoCorpo NegroNegro

OO comprimentocomprimento dede ondaonda dede Emissão MáximaEmissão Máxima é dadoé dado pelapela Lei deLei de WienWien:

λmax (cm) = 0,29 / T(K)

Exemplo: Sol, T = 5780 Kλmax = 0,29 / 5780 = 5 x 10 -5 cm = 500 nm = 5000Å (luz amarela, a cor do Sol)

Lei de Planck

Lei de Wien


EspectroEspectroDivisão da luz em seus diferentes comprimentos deonda.

EspectroscopiaEspectroscopiaTécnica que analisa o espectro.

EspectrógrafoEspectrógrafoInstrumento que decompõe a luz em seu espectro.


Princípio de funcionamento de 2 tipos de

espectrômetro

Princípio de funcionamento de 2 tipos de

espectrômetro


EspectroEspectroDivisão da luz em seus diferentes comprimentos deonda.

EspectroscopiaEspectroscopiaCiência que analisa o espectro.

EspectrógrafoEspectrógrafoInstrumento que decompõe a luz em seu espectro.




Lei de StefanLei de Stefan--BoltzmannBoltzmann

• A energia total emitida por tempo e por área éproporcional à 4a. potência da temperatura:

E = σ T 4 [watts/m2; Joules]

Exemplo: se a razão entre as temperaturas de duas estrelas é 2, amais quente irradia 16 vezes mais.

• Luminosidade de um objeto = Energia Total Emitida [Watts]:

L = (área do emissor) x E = 4π R2 σ T 4

Exemplo.Consideremos duas estrelas: estrela A com temp. T e raio R; estrela B com temp. 2T eraio 2R. Qual a razão de luminosidade entre ambas?

L = (2)4 x (2)2 = (2 • 2 • 2 • 2) ( 2 • 2) = 64ou seja, a estrela B é 64 vezes mais luminosa que a estrela A


OO ÁtomoÁtomo e ase as Linhas EpectraisLinhas Epectrais

(Deutsches Museum, Munich)

Desenho do espectro solar de Josef Fraunhofer, oprimeiro a estudar as linhas escuras do espectrosolar. A curva mostra a intensidade relativa da luz em função do comprimento de onda.


OO ÁtomoÁtomo e ase as Linhas EpectraisLinhas Epectrais

Bunsen demonstrou que chamas mostravam linhas de emissão, diferentes para cada elementoe posicionadas diferentemente no espectro.


Niels Bohr, observando o espectro de emissãodo hidrogênio determinou os níveis de energia.Admitindo energia zero para o estadofundamental, ele representou os níveis deenergia por:

En = 13,6 [1 - (1/n2)] eV

eV (elétron-volt) = 1,6 10-19 joule

n = 1, estado fundamental: E1 = 0n = 2, 1o estado excitado: E2 = 10,2 eVn = 3, 2o estado excitado: E3 = 12,1 eVn = ∞, ionização: En = 13,6 eV

AsAs Linhas EpectraisLinhas Epectrais e oe o ÁtomoÁtomo


AsAs Linhas EpectraisLinhas Epectrais e oe o ÁtomoÁtomo

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = infinito 13,6 eV

12,8 eV

12,1 eV

10,2 eV

0 eV

α

121,6 nm

β

102,6 nm

γ

93,7 nm

91,2 nm

Série de Lyman

α

656,3 nm

β

486,1 nm

364,8 nm

Série de Balmer

α

1876,1 nm

820,8 nm

Série de Paschen

ionização

Série de Brackett: transições para n ≥ 4 (3o estado excitado)Série de Pfund: transições para n ≥ 5 (4o estado excitado)


Excitação e IonizaçãoExcitação e Ionização

n = infinito

n = 1

n = 2

Energia

ExcitaçãoExcitaçãocausacausa:: absorçãoabsorção dede fótonsfótons,,

colisão entre átomoscolisão entre átomos,, ou ou colisão entre átomoscolisão entre átomos ee

elétrons livreselétrons livres

IonizaçãoIonizaçãocausacausa:: elétrons ganham elétrons ganham energia suficiente para energia suficiente para escaparescapar dodo átomoátomo


EmissãoEmissão:: transição do nível superior para o inferior. Adiferença de energia é positiva, e transformada em fóton de comprimento de onda:

λ = (hc) / E ;

h = cte de Planck, c = veloc. da luz, E = diferença deenergia da transição. Este processo cria um fóton.

AbsorçãoAbsorção:: processo oposto, proveniente da destruiçãode um fóton.

Emissão e AbsorçãoEmissão e Absorção


A luz muda de direção durante seu trajeto na atmosfera. Este efeito é devido à variação do índice de refração, que muda deacordo com as condições físicas do meio.

Atmosfera terrestre: Atmosfera terrestre: RefraRefraçãçãoo


Decomposição da luz nas suas várias componentes (cores), naforma de um espectro.

vermelhovermelho ee laranjalaranja são absorvidos pelosão absorvidos pelo vaporvapor d’águad’águaazulazul ee violetavioleta são difundidos pelas moléculassão difundidos pelas moléculas dede arar

Atmosfera terrestre: Atmosfera terrestre: DispersDispersããoo


Atmosfera terrestre: Atmosfera terrestre: JanelaJanelass

• A maior parte da energia eletromagnética é absorvida pela atmosfera, mas ondas de radio e visível atravessam livremente.

• Fora da atmosfera, todos os comprimentos de onda são captados.

Ondas de radio

Radiação infravermelha

Luzvisível

Luzultravioleta Raios X

Raios Gama

Radiação captada apenas pelos instrumentos espaciais


Variação rápida da refração provocada por movimentos convectivos e turbulentos da atmosfera. O resultado é a mudança rápida do trajeto do raio luminoso pela atmosfera, dando a impressão errônea de que a fonte luminosa cintila. Este efeito também é mínimo no zênite e máximo no horizonte. Tem-se a impressão que a imagem não está no foco

Objetos maiores cintilam menos que os menores: os planetas parecem cintilar menos que as estrelas.

Atmosfera terrestre: Atmosfera terrestre: CintilaçãoCintilação

Sonda espacial, a 190 km da superfície lunar.

Telescópio de 2,54 m do Monte Wilson (EUA),

região lunar próxima à cratera Alphonsus



• A Natureza da Luz

•• ÓpticaÓptica ee TelescópiosTelescópios

• Radio Astronomia ...


DistânciaDistância focalfocaldistância entre a lente objetiva, ou espelho, e o plano focal

RazãoRazão focalfocalrazão entre a distância focal e o diâmetro da objetiva, ou espelho

primário (representa a rapidez com que a imagem de um objeto podeser registrado)

EscalaEscala dede imagemimagem ((ou placaou placa))relação entre a dimensão angular no céu e a correspondente distância

linear no plano focal

Telescópios ÓpticosTelescópios Ópticos -- TermosTermos



PotênciaPotência dede acúmuloacúmulo dede luzluzuma quantidade proporcional ao quadrado do diâmetro da objetiva

Campo deCampo de VisãoVisãoárea visível, determinada pela abertura da entrada e a pupila de

saída do sistema

LimiteLimite dede resoluçãoresoluçãodistância mínima para que duas fontes possam ser distinguidas

(Critério de Rayleigh, Sparrow...)

Critério: máximo de uma fonte coincide com o mínimo da outra. É o limite teóricode resolução de um telescópio -> melhoracom o aumento da abertura “d”:• Telescópio LNA (1.6-m) = 0.71"• Telescópio Hubble (2.5-m) = 0.046"• Telescópio Keck (10-m) = 0.012"α = 1.22 ( λ / d)Imagem (negativo) de 2 fontes puntuais distantes,

vistas através de uma fenda circular.



Critério: máximo de uma fonte coincide com o mínimo da outra. É o limite teóricode resolução de um telescópio -> melhoracom o aumento da abertura “d”:• Telescópio LNA (1.6-m) = 0.71"• Telescópio Hubble (2.5-m) = 0.046"• Telescópio Keck (10-m) = 0.012"α = 1.22 ( λ / d)Imagem (negativo) de 2 fontes puntuais distantes,

vistas através de uma fenda circular.

Região lunar da cratera Clavius, vista através de dois telescópios diferentes:

Diâmetro = 25,4 cm, Diâmetro = 91,4 cm



PotênciaPotência dede acúmuloacúmulo dede luzluzuma quantidade proporcional ao quadrado do diâmetro da objetiva

Campo deCampo de VisãoVisãoárea visível, determinada pela abertura da entrada e a pupila de

saída do sistema

LimiteLimite dede resoluçãoresoluçãodistância mínima para que duas fontes possam ser distinguidas

MagnificaçãoMagnificação

distância focal da objetiva / distância focal da ocular

m = fobjetiva / focular

Exemplo: um telescópio de F = 100 cm com ocular de f = 50 mm formará uma imagem aumentada 20 vezes (χ = 20). Já para uma ocular de f = 10 mm, a imagem será aumentada 100 vezes.


Telescópios AstronômicosTelescópios Astronômicos

RefratorRefrator::luz passa luz passa pela lentepela lente

Lente primária

Espelho primário

Espelho secundário

Ocular Ocular

Os dois modelos básicos:

RefletorRefletor::luz refleteluz refletenono espelhoespelho


RefraçãoRefração

•• RefraçãoRefração:: luz muda de direção qdo atravessa umainterface entre meios diferentes, por exemplo, ar e

vidro.

Raios paralelos

Refração

Vidro planoRefração

Foco

Distânciafocal

Lente curva


LentesLentes

• Uma lente coleta luzde um objeto distantee a concentra numa imagem focalizada.

• Cada lente tem umadistânciadistância focalfocalcaracterísticacaracterística..

Objeto extenso

Imagem extensa

Plano focal


Telescópio RefratorTelescópio Refrator

Elementos ópticos de um telescópio refrator

Objetiva

Ocular

Distância focalda ocular

Distância focal da objetiva

fobjetiva

focular

m = fobjetiva / focular


DesempenhoDesempenho de umde um TelescópioTelescópio

•• AberturaAbertura– Grandes objetivas têm áreas grandes, portanto

coletam mais luz. Área ∝ raio2

•• PoderPoder dede ResoluçãoResolução– Lentes objetivas maiores e superfícies

corretamente curvadas melhoram a resolução.

•• MagnificaçãoMagnificação ((AumentoAumento))– m = fob / foc


AA Resolução RevelaResolução Revela DetalhesDetalhes

Quanto maior a resolução, mais nítida e rica em detalhes será a imagem


ComplicaçõesComplicações comcom os Refratoresos Refratores

Ponto focal da luz vermelha

Ponto focalda luz azul

•• Aberração CromáticaAberração Cromática:: cores diferentes refratam em ângulos diferentes, produzindo diferentes focos.


Aberração EsféricaAberração Esférica :: lentes esféricas não produzem bom foco. As lentes parabólicas sim,

mas são de construção difícil.

ComplicaçõesComplicações comcom os Refratoresos Refratores


Telescópios RefletoresTelescópios Refletores

• Espelhos refletores são isentos deaberração cromática.

• Mas as aberrações esféricas persistem edevem sercorrigidas.

Perpendicular àsuperfície do espelho

Espelho

è è


Configurações padronizadas

Telescópios RefletoresTelescópios Refletores

a. Foco Newtoniano

b. Foco primário

c. Foco Cassegrain

d. Foco Coudé

foco

foco


Defeitos ópticosDefeitos ópticos

ComaComa AstigmatismoAstigmatismo

Os pontos aparecem difusos,lembrando a forma de um

cometa As linhas aparecem fora de foco

Imagem original


CurvaturaCurvatura de Campo ede Campo e DistorçãoDistorção

Periferia do campo aparece fora foco

O objeto é plano

A imagem, não.

Distorção positiva Distorção negativa

Imagem original

Objeto Lente Imagem

Distorção positiva

Distorção negativa


MontagemMontagem EquatorialEquatorial

horizonte

Lat


Montagem AltazimutalMontagem Altazimutal

horizonte

William Herschel, 4,2 m Ilha Canárias

BTA BTA –– 6m, Russia6m, Russia

Observatório Pico dos Dias, Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

ObservatórioObservatório Pico dosPico dos DiasDias, , Laboratório Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA), Minas GeraisNacional de Astrofísica (LNA), Minas Gerais

Altura: 1860 mhttp://www.lna.br/telescop/telescop.html

Perkin&Elmer

Espelho primário = 1,6 metros

Razão focal: foco Cassegrain = f/10

foco Coudé = f/31,2.

secundário = f/150

Projeto óptico é tipo Ritchey-Chrétien.



Boller&ChivensIAG


Razão focal: foco Cassegrain = f/13,5

Projeto óptico é tipo Ritchey-Chrétien.



Zeiss


Razão focal: foco Cassegrain = f/12,5.



Telescópio batizado em 13/11/2002como "The Frederick C. Gillett Gemini

Telescope”, Mauna Kea, Havaí

EUA, Inglaterra, Canadá, Chile, Austrália, Brasil e Argentina

Consórcios Internacionais GEMINI

http://www.lna.br/gemini/gemini.html

Consórcios InternacionaisGEMINI

Consórcios InternacionaisConsórcios InternacionaisGEMINIGEMINI

Mauna Kea, HavaíMauna Kea,Mauna Kea, HavaíHavaí

Altura: 2720 m

Consórcios Internacionais Consórcios Internacionais SOAR, CerroSOAR, Cerro PachonPachon, Chile, Chile

http://www.lna.br/gemini/gemini.html

Consórcios InternacionaisSOAR

Consórcios InternacionaisConsórcios InternacionaisSOARSOAR

Cerro Pachon, Chile, Altura: 2720 mCerroCerro PachonPachon, Chile,, Chile, AlturaAltura: 2720 m: 2720 m

SOAR (Southern Astrophysical Research, Chile) de 4 m.

Gemini Sul de 8 m (são dois telescópios indênticos, Gemini Norte no Havaí e

Gemini Sul no Chile).


Distorção AtmosféricaDistorção Atmosférica

• A luz visível propaga-se através da atmosfera, é distorcida ecintilacintila..

• A turbulência atmosférica alteraas trajetórias dos fótons individuais fazendo com que atinjam o plano focal em pontos diferentes. Com isso, a imagemde uma fonte puntual torna-sedifusa.

• remove distortionFótons individuais

SeeingSeeingDisco, ou área do plano focal, dentrodo qual os fótons de uma fonte puntual convergem. O seeing aumenta com aturbulência. Fora da atmosfera o seeing é nulo. Disco de seeing


Ópticas AtivaÓpticas Ativa ee AdaptativaAdaptativaAtivaAtivaSistema computadorizado que corrige as deformaçõesdo espelho primário.

AdaptativaAdaptativaSistema computadorizado que corrige milhares devezes por segundo asuperfície do espelho secundário. Isto permite minimizar acintilação atmosférica.Feixes de lasersimulam uma imagem na atmosfera, que éutlizada para acorreção.

Sensores de frente de onda (wavefront sensor) avaliam as distorções;computadores calculam e aplicam as correções mecânicas nos espelhos.

Esse mecanismo se repete continuamente.

Sensores de frente de onda (wavefront sensor) avaliam as distorções;computadores calculam e aplicam as correções mecânicas nos espelhos.

Esse mecanismo se repete continuamente.


TelescópioTelescópio dede espelhos múltiplos espelhos múltiplos

Seis espelhos de 1,8m, refletem a luz coletada num único foco. O resultado é equivalente ao de um telescópio de 4,5m.

(Multiple-Mirror Telescope Observatory, University of Arizona and the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Mt. Hopkins, Arizona)


TelescópioTelescópio Keck 10Keck 10--metros metros

Fofografia de longa exposição, à bordo de umhelicóptero acompanhando a rotação da

abertura da cúpula.

(© 1992 Roger H. Ressmeyer/Starlight)

Mauna Kea, Havai


Telescópio EspacialHubble

Solo Solo comóptica

adaptativa

Distorção AtmosféricaDistorção Atmosférica


RegistroRegistro dede ImagensImagens

• Desenhos• Filmes• Dispositivo electrônico

CCD (Charge Coupled Device)



• A Natureza da Luz

• Óptica e Telescópios

•• Radio Radio AstronomiaAstronomia ......


RadiotelescópiosRadiotelescópios

• Ondas de Radio têmcomprimentos longos(mm, cm, m)– as objetivas são

discos côncavos grandes, que não precisam ser polidos como os espelhos dostelescópios ópticos.

– Os dados são registrados comantena, não comCCDs. O primeiro radio-telescópio foi

construído em 1930s, por KarlJansky, nos Laboratórios Bell.


A combinação adequada(interferência construtiva) dos sinais coletados demúltiplas antenas produzum sinal único mais intenso e de maior resolução.

Com ele pode-se sintetizar uma “imagem em radio”

RadiotelescópiosRadiotelescópios

VLA (Very Long Array), New Mexico

14 Sep 2000 ASTR103, GMU, Dr. Correll 83Esquema do telescópio espacial de raio-X Einstein, operado no início dos anos 1980.

(Einstein Observatory, NASA/Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

Outras regiões espectraisOutras regiões espectrais



1. A luz tem simultaneamente propriedades de onda e de partícula, e esses aspectos são combinados na concepção do fóton.

2. A luz visível é apenas uma parte do espectro eletromagnético,que se extende dos raios gama (altas energias e comprimentos deonda curtos) às ondas de radio (baixas energias e comprimentos deonda longos).

3. O contínuo de uma fonte emissora fornece informações sobre sua temperatura, luminosidade, e raio através das leis de Wien, Stefan-Boltzmann, e Planck.

4. O brilho aparente de um objeto é inversamente proporcional ao quadrado da distância objeto-observador.

SumárioSumário


5. As linhas espectrais são produzidas por transições de elétrons entre níveis de energia em átomos e íons. A absorção ocorre quando um elétron ganha energia. Emissão ocorre quando o eléltron perde energia. Em ambos os casos o comprimento de onda corresponde à energia envolvida.

6. Cada elemento químico tem um conjunto de linhas espectrais próprio. Portanto, a composição química de um objeto distante podeser determinada pelas suas linha espectrais.

7. A ionização e a excitação de um gás podem ser inferidas doespectro. Analizadas elas podem fornecer informações sobre temperatura e densidade do gás que produziu o espectro observado.

8. A comparação das informações obtidas de diferentes regiões espectrais permite conhecer melhor os processos físicos envolvidos.

SumárioSumário


9. Qualquer movimento ao longo da linha de visada entre observador e fonte de luz produz deslocamentos nos comprimentosde onda das linhas espectrais observadas (Efeito Doppler). Amedida desses deslocamentos revela a velocidade relativa entre fonte e observador.

10. Os telescópios servem para coletar luz. Se comparados aos olhos humanos, os enormes espelhos coletam muito mais luz epossuem resolução espacial muito maior. Além disso permitem longas exposições.

11. Os instrumentos que detectam e analisam a luz operam nos focos dos telescópios. Esses instrumentos podem registrar imagens,medir os brilhos, ou analisar os espectros dos objetos.

12. A interferometria pode ser feita em todos os comprimentos deonda, e produz imagens de alta resolução espacial.

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INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210) LUZ E TELESCÓPIOSpicazzio/aga210/apresentacao/luz-telescopio.pdf · Notas de aula do curso INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA (AGA0210) LUZ E TELESCÓPIOS