radiação eletromagnetica

radiação eletromagnetica

Radiação Eletro magnética AGA215

•Astronomy: A Beginner’s Guideto theUniverse, E. Chaisson& S. McMillan(Cap. 8)

•IntroductoryAstronomy& Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory& E. v. P. Smith (Cap. 2)

•Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C.

Mendes de Oliveira

•Agradecimentos: Vera Jatenco

Astrofísica í s i c t e i c í m i c

Éo estudo dos astrosusando os conhecimentos científicos disponíveis

Radiação Eletro magnética

• Luz e mitida pelos objetos astro no micos: chave para entendimento do Universo

•Temperatura, composiçaoquimica, movimento:obtidosa partir da Radiaçao Eletro magnetica

Luzque vemos:começousua jornadadecadas, seculos, milhoesde anos, bilhoesde anos

Ceunos mostranaoapenasluzDISTANTE, mas luzde MUITO TEMPO ATRAS !

• Radiacao eletro magnetica:

–transporte de energiaporflutuacoesdo campo eletricoe magnetico

–Diferentesfaixasespectrais: visivel, IV, UV, radio, raios-X, raios-γ γγ γ

–Compreende-la antes de estudaremissaoe fisicaestelar

Naturezada Luz

•Naturezada luzfoi umdos “motores”da física.

• Duasvisões do século XVII: –Isaac Newton acreditavaque a luzeracomposta de partículas

–Christian Huygens acreditavaque a luzeraumaonda

Luz:

Carater Corpucular ou Ondulatorio?

VeremosqueAMBOS ! DUALIDADE

Naturezada Luz: seucaraterondulatorio

• Onda eletro magnetica:

luzviaja por meio de ondas que não precisam de meio fisicopara serem transportadas (diferente de ondas sonoras, agua, ondas sismicas, etc.)

Carater ondulatorio:

Similar a pedra lançada na agua –esta forma ondas circulares que deslocam folha proxima:

ENERGIA e informaçao– transportadas do lugar onde pedra foi lançada ate o local da folha pela onda

Onda não éobjetofisico:

nenhuma agua viajou da pedra atéa folha –superficieda agua oscilou àmedida que ONDA passava

O que se moveu? Onda éo padraode movimento: sobe-desce(oscilatorio) que se move através da superficieda agua

Onda: Movimento Oscilatorio

Propagação de uma onda de amplitudeH, velocidade v, e comprimento da onda λ λλ λ:

pi = txHh v2 sen pi x senHh 2

O primeiro máximo serádado por h = H

Novo maximo quando: 4

=x + λ h = H

Onda: movimento oscilatorio evolução no tempo: ( ) pi = txHh v2 sen λλ pi

= tHh v senHh

Máximos h=H: em t=0 e v

Onda eletromagnetica: LUZ λ : co mprimento de onda- distancia entre dois maximos (cristas)

P = λ/c c :velocidadeda Luz no vacuo

Velocidadeda Luz

•Velocidadeda luzémedidapela 1a vezem1675 porOle

Roe mer:

Utilizou observação de eclipses dasluas de Júpiter:

–Os eclipsesocorriamantes do previstoquandoa Terra estava mais próximade Júpitere apóso previstoquandoa Terra estavamais longe.

–Diferençadevidoaotempo necessáriopara a luzse propagar.

–A velocidadeda luzno vácuo, c, éumaconstante da naturezae seuvaloré

Radiação eletro magnética

. Oscilação dos campos elétricoe magnético (plano de oscilaçao) - elessão perpendiculares;

- as ondas sãotransversais.

- ondas mecânicas precisa m de u m meio p/ se propagarem. OndasE-M não.

propagaçãoco m a velocidadeda luz

Naturezada Luz: seucaraterondulatorio

Onda eletro magnetica: •Uma carga em repouso gera um campo elétricoem sua volta.

•Se esta carga estiver em movimento acelerado, o campo elétrico, em uma posição qualquer, estarávariando no tempo e geraráum campo magnético que também varia com o te mpo.

•Estes campos, em conjunto, constituem uma onda eletromagnética, que se propaga mesmo no vácuo.

Ondas eletromagnéticas c o m p r i m e n t o d e o n d a

Pico nó h= Hsen

2 pi h amplitude

Ondas eletro magnéticas

•Campos elétrico e magnético vibram em planos perpendiculares entre si com velocidade c.

•A direção de oscilação do campo elétrico (ou magnético)e a direção de propagação definem o plano de polarização.

•Permite conhecer o meio por onde a radiação se propaga.

Se E sempreoscilano mesmoplano: luzplano-polarizada

Ondas eletro magnéticas

• Variáveis básicas:

λ: comprimentode onda ν: freqüência v: velocidadede propagação

• Para radiação eletro magnética: v= c(velocidadeda luz) λ . ν= c

. λ émedidoemunidadede co mprimento:

. ν émedidaemunidadede freqüência, i.e., [1/tempo] Hertz, megahertz, gigahertz, etc...

µ µ µ= micrômetro = 10 nm= nanômetro = 10 - 9 m

Ondas eletro magnéticas

•Para radiação eletro magnética:

v= c(velocidadeda luz) λ ν= c

Reflexao: luz ao incidir em espelho angulo de incidencia= angulo de reflexao

Refraçao: Quando a luz propaga atravessando diferentes meios, ela sofre refração, mudando de velocidade em função dos diferentes índices de refração (n).

n1 seni = n2 senr lei de Snell-Descartes luz é distorcida ou refratada:

Exemplos do caminho da luz em telescópios refletores e refratores.

Reflexão e Refração

Refraçao: v = c/n

Ar:n = 1,0003

Vacuo: n =1 Vidro: n = 1,5

Indicede refracaodepende de λ:

Velocidade da Luz em diferentes meios

Quando luzBRANCA(mistura de cores) atravessaPRISMA: decomposta emvariosλs (diferentescores)

Luz branca e m u m pris ma

•Decomposiçãoda luz

– Um pris masepara (difrata) a luz branca nas cores do arco-íris(nos diferentes λs).

L uz

B ra

Pri s m

Espectro contínuo

Luz: Difraçaoe Interferencia

•Thomas Youngrealizaa experiênciada fendadupla, mostrao fenômenode interferênciada luze concluisobre sua natureza ondulatória.

•Talcomoagua: ondasde luzquandoencontramobstaculo(fenda): difrata m

• Quando converge m e encontra m outras: interfere m fonte franjas de interferência fendas Ver de monstracao nalousa

Luz: Difraçao

Intensidadeda radiacao(I) da luzdifratada(que passa pela fenda):

E = Eo sena

E:intensidadedo campo eletrico

Pode-sedemonstrarque a larguaraangulardo primeiromaximo:

λ:comprimentode onda da radiacao D:tamanhoda aberturada fenda θ nenhumaimagemoticapodeser< θ: limite de difraçao

Ex.: telescopio comabertura(fenda) de diametro D=1m vendo luzde λ= 5000

Efeito Doppler Fonte emissora desloca-se em relação ao observador.

Fonte em repouso, emitindo luz a um comprimento de onda λ0 .

Fonte aproxima-se do observador: comprimento de onda observado será menor (λ λλ λ

Fonte afasta-se: comprimento de onda observado serámaior

Desvio para o vermelho Para velocidades não-relativísticas (fonte com v << c) c v repouso afasta mento

Desvio para o vermelho

Desvio para o azul

Velocidade negativa

Velocidade positiva

Desvio para o verm elho

Rotação: efeito doppler

•Efeitodoppler usadopara determinara rotaçãode um objeto.

Naturezacorpuscularda Luz: FOTON

• Quandoluzinterage co m materia(ato mos ou moleculas): co mportasecomopacotediscreto: Quantum de luzou energia= fóton

• Energia do fóton éproporcionalàfreqüência da radiação eletro magnética:

energia= freq× ×

×hou Ε ΕΕ Ε= hν νν ν

•héa constante de Planck

× segundo

× segundo eV= eletronvolt, energiade umelétronque passa porumadiferençade potencialde 1 volt.

Espectro Eletro magnetico

Luz quechega das estrelas nafor ma de ondas eletro magneticas pode ser estudada por:

Sua intensidadeemdada faixado espectro: I(λ) Ounaforma de luzdispersadaemumespectro

Penetra a atmosfera?

Comprimento de onda (λ λλ λ) - em metros

Microond.

Infraver m.

Visível

Ultraviol. Raios- X

Raio Gama

Do tamanho de...

prédios hu manos abelha protozoários agulha moléculas núcleo atomico áto mos freqüênciaem Hertz

Temperatura -em Celsius

O ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO

10 Milhões ºC

Espectro Eletro magnetico

Baixasfre quencias(λ gra ndes): àesquerda da luz visivel

Radio(AM, FM, TV)

IV: percebe mo-lo co mocalor

Altasfre quencias(λs pequenos): àdireita do visivel:

UV:bronzeamentoe queimadurassolares raios- X: penetra mtecido hu mano raios- γ γγ γ:menoresλs, associadosa radio-atividade, danosos a celulas vivas

Espectro eletro magnético

Informação sobre as propriedades físicas dos astros são obtidas diretaou indiretamentede seus espectros: temperaturas, densidades e composições

Rádioe microondas

•Hidrogênioneutro: 1400 MHz (21 cm)

•Radiaçãocósmicade fundo(max): 220 GHz

•jatosde partículasrelatívisticas, Sol

Infraver melho

•IV distante (do visivel): 20–300 µ(0,02–0,3 milimetros) –emissãode poeira

•IV médio: 1,4–20µ –emissãode galáxiasdistantes, estrelasde baixamassa

–emissãode galáxiasdistantes, estrelasde baixamassa visívelIV próximoIV distante nebulosada cabeçade cavalo

Visível

Ultravioleta

–regiõesde formaçãoestelar, núcleosativosde galáxias, estrelas massivas

•UV distante: λ=10–200 nm (E= hn=120–6,2 eV) – núcleos ativos, gás quente extra- galáctico

Sol em17nm –satéliteSOHO aurora boreal em Júpiter – HST

Raios- X

•raios-Xmoles: 0,1–10 keV(1 keV= 1000 eV) –núcleosativosde galáxias, gásintra-aglomeradode galaxias

– jatos de partículas relativísticas aglomeradode galáxias1E 0657-56 –Chandra

Raios- γ γγ γ

•100 keV–1 GeV(fótonsaindamais energéticosforam

• “ ga m ma- raybursts”, núcleos ativos, objetos co mpactos todoo céuacimade 100 MeV–EGRET

A atmosferaterrestreabsorvea radiaçãoaolongodo espectroEM: Onde atmosfera éTRANSPARENTEàradiacao: ha JANELAS visívele rádio: atmosfera étransparente:: pode mos observar Universo desdea superficiedaTerra IR: parcila mentetransparente

UV, raios-X e raios-γ γγ γ: atmosferaéopaca: observaçoesdevemser feitas porsatélites e m orbitas

Janelas atmosféricas no espectro eletro magnético

Intensidade, Fluxo e Luminosidade

Para descrever radiaçaoque chega na Terra: conceitos geo métricos ângulo sólido de um feixe de radiação definido em função da área Ainterceptada pelo feixe numa superfície esférica de raio R.

Área da superfície de uma esfera

A = 4 pi pipi pi R

No circulo: ângulo entre duas retas α = α = α = α = a / r α émedido em radianos (α = 2pi, toda circunferência ; perímetro = 2pir).

Na esfera: ângulo sólido(abertura do cone) ω = ω = ω = ω = A / r ω émedido em estero-radianos(ω ω ω ω = 4pi pipi pi, toda a esfera; área de superfície A= 4pi pipi

Elemento de áreadA= (r dθ) (r senθdφ) dA= (r2

Ângulo sólido em coordenadas esféricas: senθdθdφ)

ângulo sólido elementar subtendido pela área dA:

ωω ω= senθ θθ θdθ θθ θdφ φφ φ

Ângulo Sólido dA= r2 dω

Considere elemento de área ∆ ∆∆

∆a, formando um ângulo θ θθ θcom a normal ao elemento ∆A:

Intensidade Ina direçaoθ:depende da posição, da direção e do te mpo.

Intensidade : energia por unidade de tempo, por uma unidade de

∆A da fonte emissora, que atravessa um elemento de área

∆a (ou o angulo solido∆Ωnadireçaoθ)

Intensidade monocro mática (I a quantidade de energia emitida por unidade de tempo ∆ ∆∆

∆t,por unidade de área da fonte ∆ ∆∆

∆A, por unidade de freqüência ∆ν

∆ν,por unidade de ângulo sólido dωem uma dada direção θ:

dddAdt dE I =cos nas unidades:

ergc m

A intensidade integrada(compreende fótons de todas as freqüências ou comprimentos de onda) édada por

== λλν ν dIdII sr= esterorradiano unidade de ângulo sólido

Define-se que: λν λν dIdI =

Fluxo

Fluxo: relaciona-se àenergia que chega uma unidade de área da superficiecoletora (de um telescopio)

Fluxo (F):energia que chega na superficie(do detetor) por unidade de tempo (∆t), por uma unidade de área (da superfície coletora) ∆A, por unidade de freqüência(∆n) energia

F unidades: ergcm

O fluxoF a uma dada freqüência, corresponde àintegral das intensidades In em todos ângulos sólidos:

Φ== ∫ ∫∫ ddsenIdIF θθθωθ pi pi ννν coscos

O fluxo totalédado pela integral de Fν em todas as freqüências:

= νν dFF

Fluxo-relaciona-se com energia coletada (medida) por um telescopio(ou que atravessa uma superficie)

= energia/ ∆A ∆t

Intensidade X Fluxo

(A) Intensidade: relaciona-se a energia por uma unidade de área ∆A da fonte emissora, que atravessa um elemento de área ∆a. (B) Fluxo: corresponde aenergia que atravessa a unidade de area∆A da superficie (coletora) -écomposta de feixesde todasasdireçoes

Estrela de raio R , localizada a uma distância ddo observador.

A luminosidade L energia total emitida em todas as direções potência irradiada :

= [ Wattsou

Lu minosidade

Fluxo àdistância d R

Éa potência medida por unidade de área àuma distância ddo centro da estrela.

d F = L / A

Fluxo emitido na superfície da estrela F(R )

Se a superficieconcentricaesta na superficieda estrela:

Fluxo Superficial

Éa potência emitida por unidade de área da estrela.

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