Quais são as características de um espectro de emissão discretos?

• Quando a temperatura aumenta, a radia��o emitida em todos os comprimentos de onda aumenta (lei de Stefan-Boltzmann)  

  F = σT4,
  

  

• O comprimento de onde em que acontece a m�xima emiss�o � inversamente proporcional � sua temperatura (lei de Wien).
    λmaxT = 3x107 , λ em Angstroms, T em Kelvin
   

 

�tomo de hidrog�nio

• 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 (λe)

  2πr = n λe

  

• 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 f�ton 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 � a energia necess�ria para arrancar o el�tron do �tomo de hidrog�nio, ou seja, ionizar o �tomo. O comprimento de onde de um f�ton com essa energia � 912 Å
  
• somente fótons com energia igual à diferença de energia entre dois níveis atômicos podem ser emitidos ou absorvidos

texto completo

Estrelas emitem um espectro cont�nuo com linhas de absor��o.

Cont�nuo:

• O cont�nuo � gerado na sua superf�cie vis�vel (fotosfera)
• Tem forma similar � 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 absor��o:

• S�o geradas nas atmosfera fina logo acima da fotosfera
• Sua presen�a depende dos elementos ali presentes e da temperatura da estrela

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

Aspectos principais da classifica��o:

• baseia-se nas intensidades relativas das linhas de absor��o presentes
• essa intensidade est� associada � temperatura da estrela, logo � uma classifica��o de temperatura
• em ordem decrescente de temperatura, as classes espectrais s�o: 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 Tef=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 Tef=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 Tef=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 Tef=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 Tef=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 Tef=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 Tef=3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito fortes. Exemplos: Betelgeuse (αOri, V=0,50, M2Ib) e Antares (α Sco, V=0,88, M1Ib).


Regra mnem�nica:

Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!.