Propagação da Luz na Atmosfera

A maioria das observações astronômicas são feitas da superfície da Terra. Os telescópios encontram uma barreira natural que em algumas vezes dificulta a observação do Universo, por isso vamos conhecer um pouco dessa “barreira” – a atmosfera terrestre.
A atmosfera é composta de várias camadas: A troposfera, estratosfera, mesosfera, ionosfera, exosfera. Mais próximo da Terra esta a troposfera. A maioria das nuvens que você vê no céu são encontradas na troposfera, e esta é a camada da atmosfera que nós associamos com o tempo. Estendendo-se até 10 quilômetros acima da superfície da Terra, a troposfera contém uma variedade de gases: oxigênio, vapor d’água, dióxido de carbono, metano, óxido nitroso, etc. Estes gases ajudam a reter o calor, isto é, uma porção da qual é então irradiada de volta para aquecer a superfície da Terra.

Acima da troposfera é a estratosfera, que contém a camada de ozônio. A estratosfera se caracteriza pelos movimentos de ar em sentido horizontal, fica situada entre 7 e 17 até 50 km de altitude aproximadamente. Moléculas de ozônio, que estão concentradas nessa camada, absorvem a radiação ultravioleta do Sol e proteger-nos de seus efeitos nocivos.

Entre 50 a 85 km de altitude acima da superfície está a mesosfera, a parte mais fria da atmosfera com temperaturas chegando até a -90°C em seu topo. Acima da mesosfera, em uma camada chamada ionosfera (também chamada termosfera), as coisas começam a aquecer. As temperaturas na ionosfera, que se estende cerca de sessenta e mil quilômetros de altitude a partir da superfície da Terra, pode chegar a até centenas de graus centígrados. Além da ionosfera esta a exosfera, que se estende até cerca de 500 quilômetros acima da superfície da Terra. Esta é a camada mais externa da atmosfera, a zona de transição para o espaço.

Existe um fenômeno chamado Refração e esta presente também na atmosfera terrestre. Refração atmosférica é a mudança na direção aparente de um objeto celeste causado pela refração dos raios de luz quando passam através da atmosfera.
O piscar das estrelas e variação de tamanho do Sol são devido à refração atmosférica.

As estrelas brilham realmente? Não, as estrelas não brilham...!
Os raios de luz provenientes das estrelas viajam através das camadas de ar de densidades diferentes, por isso elas cintilam.
Refração é o fenômeno que ocorre com a luz quando ela passa de um meio homogêneo e transparente para outro meio também homogêneo e transparente, porém com diferentes densidades.

A figura ao lado ilustra muito bem como funciona a refração da luz em dois meios diferentes, no ar e na água. No vácuo do espaço a luz não encontra dificuldade para se propagar. Portanto o índice de refração absoluto do vácuo é sempre 1. A atmosfera da Terra possui densidades diferentes de acordo com a altitude. Um raio de Sol vindo do espaço sofre um desvio ao entrar na atmosfera terrestre, pois passou de um meio de densidade nula (o vácuo do espaço) para um meio com uma outra densidade. A refração é a mudança de direção de um onda devido a uma mudança na sua velocidade.
Como esse resultado, a posição da imagem da estrela vai mudando depois de cada intervalo curto. Estas posições das imagens formadas em intervalos curtos de tempo nos dão a impressão de que a estrela está brilhando.
Ao entardecer ou amanhecer, o Sol parece ser maior do que ao meio-dia. Isso ocorre porque quando o sol está perto do horizonte os raios de luz provenientes do sol têm que passar por camadas de ar de densidade diferentes.
Devido à contínua curvatura da luz, o Sol parece ser maior. Ao meio-dia, o sol parece ser menor do que ao entardecer ou amanhecer. Isto é porque os raios de luz que “caem” normalmente sobre a superfície da terra não são refratados.
A refração atmosférica faz com que objetos astronômicos pareçam mais alto no céu do que são na realidade.

Efeito Fotoelétrico

Ao incidir luz em uma superfície de metal a luz provoca a retirada de elétrons desse metal. A esse fenômeno damos o nome de efeito fotoelétrico. Esse efeito é utilizado em vários equipamentos encontrados no nosso cotidiano. Quando a luz é emitida na direção de uma superfície metálica, cada fóton de luz que incide na superfície é absorvido por apenas um elétron do metal. Quando o elétron recebe essa energia ele pode escapar. Os elétrons que são ejetados produzem uma corrente (figura abaixo).

Antes da descoberta do efeito fotoelétrico por Albert Einstein, os cientistas se baseavam-se na natureza ondulatória da luz. Percebeu-se que, o valor da energia cinética não depende da luz que incide no metal. O metal tanto pode ser iluminado por uma vela ou por uma lampada de 100W,  sempre a energia cinética máxima dos elétrons ejetados tem o mesmo valor, desde que a frequência da luz emitida seja a mesma.
Basicamente o  efeito fotoelétrico consiste, na emissão de elétrons induzida pela ação da luz. Para se observar este efeito de forma simples, pode-se utilizar uma lâmina de zinco ligada a um eletroscópio de folhas, Inicialmente mede-se a velocidade de descarga do eletroscópio, com a lâmina carregada positiva e negativamente. A lâmina é então iluminada com a luz de uma lâmpada de arco voltaico, que tem boa quantidade de radiação ultravioleta. Dois efeitos podem ser observados:
a) se a lâmina (metal)de zinco está carregada positivamente a velocidade de descarga do eletroscópio não se modifica;
b) no entanto, se a lâmina (metal) estiver carregada negativamente, o eletroscópio se descarrega (as folhas se aproximam) com grande velocidade (figura abaixo).

Os dois resultados são consistentes com a interpretação de que a luz provoca a emissão de elétrons quanto interage com o metal. Se a lâmina está carregada negativamente, os elétrons são removidos e o eletroscópio se descarrega. Se está carregada positivamente, os elétrons eventualmente emitidos sob a ação da luz são atraídos e voltam à lâmina e, consequentemente, o tempo de descarga do eletroscópio não varia. Quando se utiliza luz de outros comprimentos de onda, amarelo, por exemplo, não se observa nenhuma modificação na descarga do eletroscópio, independente da intensidade do feixe de luz. Isto é observado também quando se coloca um filtro de vidro transparente na trajetória do feixe luminoso. Sabemos que o vidro é um ótimo filtro ultravioleta. Pode-se concluir, que: a parte do espectro luminoso de alta frequência provoca o fenômeno do efeito fotoelétrico.

Mas o que não dava para compreender, por que as ondas de luz de pequena frequência não provocam a emissão de elétrons mesmo nos casos em que a amplitude da onda (a intensidade do campo elétrico) é grande.
Na visão ondulatória clássica, o aumento da taxa de energia luminosa incidente sobre a placa de metal deveria aumentar a energia absorvida pelos elétrons e consequentemente aumentar a energia cinética máxima dos elétrons emitidos. O experimento demonstrava que não era isso que acontecia.

Em 1905, Albert Einstein demonstrou que o resultado experimental poderia ser explicado se a energia luminosa não fosse distribuída continuamente no espaço, mas fosse quantizada, como pequenos pulsos, cada qual denominado de fóton.
Dai a dualidade da luz, ela pode se comportar como onda ou como partícula….mas isso é tema para a Física Quântica.
No funcionamento das câmeras de TV, nos sistemas de desligamento automático de iluminação, nas portas que abrem e fecham automaticamente nos shoppings, nos relógios que funcionam com energia solar, etc.
A razão dessa publicação é simples: Muitos equipamentos e aparelhos eletrônicos usam o efeito fotoelétrico como  no funcionamento das câmeras de TV, nos sistemas de desligamento automático de iluminação, nas portas que abrem e fecham automaticamente nos shoppings, nos relógios que funcionam com energia solar, etc.
Fonte: http://www.fis.ufba.br

A Velocidade da Luz

A velocidade da luz desempenha um papel central na astronomia e na física. De acordo com a Teoria da Relatividade de Einstein, nada no nosso universo pode exceder a velocidade da luz, portanto, é uma espécie de limite de velocidade cósmica. A luz é parte do que é chamado de espectro eletromagnético, que inclui a radiação infravermelha, ondas de rádio, raios gama, raios-X, radiação ultravioleta, e assim por diante. Todos estes são uma forma de energia, desta forma, as radiação eletromagnética viajam todos na velocidade da luz.

O que costumamos chamar de “velocidade da luz” é realmente a velocidade da luz no vácuo (ausência de matéria). Na realidade, a velocidade da luz depende do material em que a luz se move. Assim, por exemplo, a luz se move mais devagar no vidro que no ar, e em ambos os casos a velocidade é menor que no vácuo.

A primeira medição real da velocidade da luz foram feitas em 1676, por um astrônomo dinamarquês, Ole Römer , trabalhando no Observatório de Paris. Ele tinha feito um estudo sistemático de Io, uma das luas de Júpiter, que foi eclipsada por Júpiter em intervalos regulares.
Io tem uma órbita circular a uma taxa constante. Na verdade, Römer observando por vários meses e notou que os eclipses iam ficando mais e mais para trás no tempo. Em setembro de 1676, ele previu corretamente um eclipse em 09 de novembro teriam 10 minutos de atraso. E foi o que realmente aconteceu, para a surpresa de seus colegas céticos no Observatório Real em Paris.

Duas semanas mais tarde, disse-lhes o que estava acontecendo: Como a Terra e Júpiter mudam suas órbitas, a distância entre eles variava. A luz de Io (luz solar refletida) levou um tempo para chegar a terra, e levou mais tempo quando a terra foi mais longe em sua órbita. Quando a Terra estava mais longe de Júpiter, havia uma distância extra para a luz viajar igual ao diâmetro da órbita da Terra em comparação com o ponto de maior aproximação. Os eclipses observados foram mais longe nos tempos previsto quando a Terra foi mais longe de Júpiter. De suas observações, Römer concluiu que a luz levou cerca de 22 minutos para cruzar a órbita da Terra. É claro que, para encontrar a velocidade da luz era também necessário conhecer a distância da Terra ao sol.

Como a luz viaja a uma velocidade grande, mas finita, é preciso um tempo para que a luz viaje a grandes distâncias. Assim, quando vemos a luz de objetos muito distantes no universo, na verdade estamos vendo a luz emitida por eles há muito tempo: nós vemos, literalmente, como eram no passado distante.
Lembrando que a velocidade da luz é de 299.792,458 km/s.
Assista o vídeo,eu recomendo.

Radioastronomia

A radioastronomia é o campo da astronomia que estuda os objetos celestes por meio das radiações eletromagnéticas emitidas ou refletidas pelos corpos celestes. A recepção destas radiações eletromagnéticas é feita por intermédio de instrumentos chamados radiotelescópios.
Vemos o mundo à nossa volta, porque os nossos olhos detectam a luz visível, um tipo de radiação eletromagnética. Objetos na Terra e no espaço também emitem outros tipos de radiação eletromagnéticas que não podem ser vistas pelo olho humano, tais como ondas de rádio. Para compreender o que são essas ondas de rádio, temos que lembrar o que é o espectro eletromagnético…

Nossos olhos são sensíveis à luz que fica em uma região muito pequena do espectro eletromagnético chamada “luz visível”. Esta “luz visível” corresponde a uma faixa de comprimento de onda de 400 a 700 nanômetros (nm) e uma gama de cor de violeta ao vermelho. O olho humano não é capaz de “ver” a radiação com comprimentos de onda fora do espectro visível. As cores visíveis de comprimento de onda mais longo são: violeta, azul, verde, amarelo, laranja e vermelho. A radiação ultravioleta tem um comprimento de onda menor do que a luz violeta visível. A radiação infravermelha tem um comprimento de onda maior do que a luz vermelha visível. A luz branca é uma mistura das cores do espectro visível. O preto é a ausência total de luz. Mas a luz visível as radiações ultravioleta e infravermelho são um ínfima faixa no espectro eletromagnético.

As radiações eletromagnéticas também inclui (a partir de comprimento de onda) radiação gama, radiação X ultravioleta, visível, infravermelho (calor), microondas, e ondas de rádio. Todas estas formas de “lu”z têm características tanto elétricas quanto magnéticas. As propriedades da luz nos permitem construir dispositivos para observar o universo e conhecer as natureza física e químicas das fontes que emitem a radiação recebida durante estas observações. Essas mesmas propriedades significa que a luz interage com a matéria antes de chegar ao observador e isso muitas vezes dificulta a nossa capacidade de observar outros objetos no universo. Observe que a palavra “radiação” pode se referir a qualquer fenômeno que irradia para fora de uma fonte de radiação eletromagnética ou luz. O termo “radiação” não deve ser confundido com a radiação associada a uma fonte radioativa, isto é, radiação nuclear.

Quando você ouve rádio, assiste TV ou usa telefone celular, você está usando um dispositivo que recebe ondas de rádio. As ondas de rádio são uma forma de radiação eletromagnética, assim como a luz visível que você está acostumado a ver com seus olhos. A diferença de ondas de rádio é que eles têm um comprimento de onda inferiores em frequência do que a luz visível. Elas também têm menos energia. A luz visível é energética o suficiente para ajudar as plantas produzem seu próprio alimento através da fotossíntese. As ondas de rádio são muito mais fracas do que esta por isso precisamos de amplificadores eletrônicos para nos ajudar a aumentar o seu sinal. Qualquer onda eletromagnética com um comprimento de onda maior do que 1 mm é uma onda de rádio.

As ondas de rádio foram inicialmente detectados com origem no espaço sideral na década de 1930, mas poucos cientistas levaram a sério a descoberta. O desenvolvimento de radares na Segunda Guerra Mundial levou a melhorias em antenas e sistemas eletrônicos. Após a guerra, muitos dos cientistas envolvidos começaram a usar este equipamento para investigar os sinais de rádio provenientes do espaço. Com isso nasceu a ciência da radioastronomia.
Cada tipo de radiação eletromagnética é produzida por determinadas condições. Os astrônomos agora podem detectar todos estes tipos de emissões, às vezes por radiotelescópios no solo. Algumas formas, como raios-X só podem ser detectado por radiotelescópios no espaço. Ao detectar e estudar as emissões eletromagnéticas, os astrônomos podem determinar as condições que as produziram e assim aumentar a nossa compreensão dos objetos e as condições muito longe no espaço.

Radiotelescópio Arecibo (Porto Rico)

Radiotelescópio
É simplesmente um telescópio que é projetado para receber ondas de rádio do espaço. Em sua forma mais simples, tem três componentes:
a) Um ou mais antenas para recolher as ondas de rádio de entrada. A maioria das antenas são antenas parabólicas que refletem as ondas de rádio para um receptor, da mesma maneira como um espelho curvo pode focar a luz visível para um ponto. Antenas podem ter outras formas. Uma antena de Yagi, semelhante ao usado para a recepção de televisão, pode ser usado para radioastronomia como foi o caso dos primeiros radiotelescópios
b) Um receptor e amplificador para aumentar o sinal de rádio que geralmente são muito fracos. Hoje esses amplificadores são extremamente sensíveis e são normalmente esfriados a temperaturas muito baixas para minimizar a interferência devido ao ruído gerado pelo movimento dos átomos do metal.
c) Um gravador para manter um registro do sinal. A maioria dos radiotelescópios grava diretamente os dados em disco de memória de computador. Os astrônomos usam um software sofisticado para processar e analisar os dados.

A radioastronomia mudou a maneira como vemos o Universo e aumentou muito o nosso conhecimento sobre o cosmos. A astronomia óptica tradicional estuda objetos como estrelas e galáxias que emitem uma grande quantidade de luz visível, mas não é suficiente para observar objetos escondidos nas nuvens de gás encontrados no espaço interestelar e que emitem ondas de rádio em comprimentos de onda distintos. Como o hidrogênio é o elemento mais abundante no Universo e é comum em todas as galáxias, os astrônomos usam sua emissão característica para mapear a estrutura das galáxias.

As ondas de rádio viajam pela poeira interestelar em nossa galáxia e só assim podemos detectar outras galáxias que estavam além do centro da nossa galáxia. Estas galáxias são impossíveis de se ver usando apenas a luz visível de telescópios ópticos.
A radioastronomia detectou muitos novos tipos de objetos no Universo, incluindo os pulsares, estrelas de nêutrons, quasares e outros.

Comprimento de Onda e a Luz

Os astrônomos e astrofísicos aparentemente têm uma tarefa muito difícil. Eles têm que estudar estrelas, incluindo o nosso Sol, a uma grande distância. No entanto, não temos que tocar em um objeto para aprender sobre ele…!
Nós recebemos muitas informações sobre o Universo a partir de sensoriamento a distância, nossos olhos, ouvidos etc, são ferramentas importantes, mas para os astrônomos e astrofísicos isso não é o suficiente. A invenção do telescópio no início de 1600 foi um passo crítico. Sir Isaac Newton foi importante para a nossa compreensão sobre a luz. No processo de explicar suas teorias da luz, Newton usou em suas observações um prisma, e demonstrou claramente que a luz visível do Sol é uma mistura de um espectro contínuo de cores.

Vamos descrever este espectro de cores como vermelho, laranja, amarelo, verde, azul, índigo e violeta. No entanto, é importante perceber que, há uma mistura contínua de cores de vermelho para laranja para amarelo, azul e assim por diante.
Em 1800, o astrônomo, Sir William Herschel, realizava alguns experimentos com filtros de cores diferentes em seu telescópio. Herschel separou a luz solar em seu espectro com um prisma. Ele usou três termômetros. Ele colocou uma lâmpada em cada cor do espectro e usou os outros dois termômetros como controles. Descobriu que cada cor da luz produzia uma temperatura mais elevada do que os controles.

Ele também observou que o aumento da temperatura progredia do azul para o vermelho. Quando ele mediu a temperatura um pouco além do vermelho, ele encontrou nesta região (sem luz visível) temperaturas mais elevadas (infravermelho). A nova radiação pode ser refletida, refratada, absorvida e transmitida como luz visível. Christiaan Huygens em 1690 definiu a luz como uma onda. No início de 1800 Thomas Young apoiou a teoria de ondas de luz com uma série de experiências importantes. Em 1905 Einstein mostrou que a luz também possui propriedades das partículas. Compreendemos agora que a luz tem tanto a propriedade de onda como a de partículas. A teoria de que a luz tem propriedades semelhantes às de onda permite considerar a luz em termos de comprimento de onda.

Porque essa explicação ?
É fácil…..!
As imagens que os astrofísicos usam para estudar o universo, incluindo obviamente o nosso Sol, são obtidas através do espectro e comprimento ondas, e como foi dito acima, cada “cor” ou comprimento de onda tem, digamos, uma temperatura característica. Isso quer dizer que certos detalhes só aparecem em um comprimento de onda específico.
Sabemos que certos animais podem “ver” a luz infravermelha e até no ultravioleta. Isto permite-lhes encontrar presas no escuro, porque a energia térmica é emitida no infravermelho.

O Efeito Doppler

O Universo em que vivemos está expandindo. Sabemos disso porque vemos galáxias e grupos de galáxias se afastando progressivamente no universo. Esta expansão tem ocorrido desde que o universo foi formado há 14 bilhões de anos em um evento muito quente, denso conhecido como o Big Bang.
O espaço e o tempo foram criados no Big Bang. No início do universo, o espaço foi totalmente preenchido com a matéria. A matéria era originalmente muito quente e muito densa e então se expandiu e esfriou para eventualmente produzir as estrelas e galáxias que vemos hoje no universo.
Não se sabe o que existia antes do Big Bang. Esta questão é difícil de responder. Algumas teorias sugerem que nosso universo é parte de uma infinidade de universos (chamados de um multiverso), que estão sendo continuamente criados. Isto é possível mas muito difícil de provar.

Como sabemos que as galáxias estão se afastando ?
Vejamos um exemplo: Você já ouviu o apito de um trem em movimento, o que a acontece quando esse trem se distancia mais de você ? O som do apito parece diferente embora não seja diferente, é o mesmo som. É uma consequência do Efeito Doppler . Quando o trem se afasta do ouvinte, as cristas das ondas sonoras são “esticadas” ou deslocadas, resultando em um tom mais baixo. Quanto mais rápido o trem se afasta, mais esticado as ondas se tornam. O mesmo vale para qualquer objeto emissor de onda, quer se trate de ondas sonoras, ondas de luz ou ondas de rádio.Por outro lado, o comprimento de onda de objetos que estão se aproximando de nós são mais curtos do que aqueles emitidos por um objeto em repouso.

Átomos emitem ou absorvem a luz em comprimentos de onda característicos: hidrogênio, hélio, e todos os outros elementos atômicos têm seus próprios espectro ou assinatura. Na primeira metade deste século, Vesto Slipher estava estudando os espectros de luz emitida a partir de galáxias próximas. Ele notou que a luz vinda de muitas galáxias eram deslocadas para o comprimento de onda vermelho, isto é, no final do espectro. A interpretação mais simples desta “mudança” foi que as galáxias estavam se afastando de nós, como no Efeito Doppler .

Se medirmos a mudança do espectro de uma estrela, sabemos que se aproximam ou se afastam de nós. Mas esta mudança é para o vermelho, indicando que o foco da radiação ta indo embora. Isso é interpretado como uma confirmação da expansão do universo.
No começo parece que as galáxias estão se afastando da Via Láctea em todas as direções, dando a impressão de que nossa galáxia é o centro do universo.

Este efeito é devido à forma como o Universo se expande. É como se a Via Láctea e outras galáxias estivessem localizados em pontos na superfície de um balão. Inflando o balão todos os pontos se distanciariam de nós. Se mudarmos a nossa posição em qualquer um dos outros pontos e realizássemos a mesma operação, observaríamos a mesma coisa.
Lembrando que o efeito Doppler também pode ser aplicado à Luz, portando é só transportar a ideia das ondas sonoras para as ondas eletromagnéticas…
Assista ao vídeo:

Lente Gravitacional

Vamos imaginar um objeto brilhante como uma estrela, uma galáxia, ou um quasar que estão muito distantes da Terra (10.000 milhões de anos-luz ). Para a nossa observação, vamos imaginar que temos um quasar. Se não há nada entre ele e nós, vemos uma imagem do quasar. No entanto, se uma enorme galáxia (ou aglomerado de galáxias ) está bloqueando a visão direta para o quasar, a luz será dobrado pelo campo gravitacional ao redor da galáxia. Isso é chamado de “lente gravitacional”. Mas em vez de criar uma única imagem do quasar, a lente gravitacional cria várias imagens. Nós seguimos os raios de luz, aqui da Terra para observar os locais aparentes do quasar. Se a galáxia fosse perfeitamente simétrica em relação à linha entre o quasar e a Terra, então veríamos um anel de quasares…

A Lente gravitacional funciona de forma análoga e é um efeito da teoria da relatividade geral de Einstein ou simplesmente, a massa curva a luz. O campo gravitacional de um objeto de grande massa vai estender-se muito no espaço, e fazer com que os raios de luz que passam próximo ao objeto (e, portanto, por meio de seu campo gravitacional) se dobrem reorientado-se em outro lugar. Quanto mais massivo o objeto, mais forte é o campo gravitacional e, portanto, maior a curvatura dos raios de luz.

Quais são os efeitos de uma lente gravitacional?
O tipo de lente gravitacional que os cosmólogos se interessam é somente em grande escalas. Quando os astrônomos olham uma imagem em um telescópio de uma parte qualquer do céu noturno, muitas galáxias serão visíveis nessa imagem. No entanto, entre a Terra e as galáxias existe uma entidade misteriosa chamada matéria escura. A matéria escura é invisível, mas tem massa, cerca de 85% da massa do Universo. Isto significa que os raios de luz que vêm para nós de galáxias distantes vão passar pelo campo gravitacional da matéria escura e, portanto, vai ser dobrado pelo efeito de lente gravitacional.

A Matéria Escura é encontrada onde quer que a matéria “normal”, exista, isto é, a matéria que compõe as galáxias. Por exemplo, um grande aglomerado de galáxias irá conter uma quantidade muito grande de matéria escura, que existe dentro e ao redor das galáxias que compõem o conjunto. A luz vinda de galáxias mais distantes que passa perto de um aglomerado pode ser distorcida pela sua massa. É a matéria escura no aglomerado que faz quase todo o efeito de uma lente gravitacional. Os efeitos podem ser muito forte e muito estranho, as imagens das galáxias distantes, com lentes são esticadas e puxadas em arcos. Isto pode ser visto na imagem abaixo da famosa Abell 2218 cluster. As galáxias reais não são desta forma, são geralmente elíptica ou em forma de espiral elas só aparecem desta maneira por causa da lente.
Esta distorção da forma estranha vem do fato de que galáxias são objetos de grandes dimensões, e os raios de luz que saem de um lado da galáxia (por exemplo, o lado esquerdo do nosso ponto de vista) vai passar através de uma parte diferente do espaço do que os raios de luz do o outro lado (por exemplo, o lado direito). Os raios de luz, portanto, passam por diferentes partes do campo gravitacional da matéria escura e serão dobrado de forma ligeiramente diferente.

O efeito disso é uma distorção da forma da imagem da galáxia, que pode, em alguns casos, ser muito grande. Outro efeito interessante que pode ocorrer é a formação de imagens múltiplas da mesma galáxia. Isso ocorre porque os raios de luz de uma galáxia distante pode ser focado em conjunto por uma lente gravitacional. Do ponto de vista de um observador na Terra, parece que dois raios de luz muito semelhantes viajam ao longo de linhas retas de diferentes partes do céu. Podemos ver mais do que uma imagem da galáxia mesmo em lugares diferentes.

Um exemplo de múltiplas imagens é mostrado em uma imagem do Telescópio Espacial Hubble (acima). Há três imagens da mesma galáxia, e cinco imagens de um quasar. As imagens não são da mesma forma ou tamanho, porque cada imagem vai percorrer uma região diferente do espaço em sua jornada até nós, e, portanto, terá sido distorcido de forma diferente. Uma técnica conhecida como espectroscopia é usado para determinar quais as imagens vieram da mesma galáxia.

Espectroscopia e Astronomia

Uma das maneira de se obter informações sobre a composição química de estrelas e galáxias distantes é analisando a luz recebida dessas estrelas e galáxias. A espectroscopia nos permite obter essas informações, decompondo a luz emitida por esses objetos em um espectro de frequências. A espectroscopia também nos permite determinar seu movimento, através do efeito Doppler.Vamos lembrar de uma experiência bem simples que usa um prisma para decompor a luz branca e que é o principio usado em espectroscopia (figura abaixo).

O que é um Espectroscópio ?
Os espectroscópios decompõe a luz emitida ou absorvida por elementos químicos em linhas específicas de cor. Cada elemento químico tem uma “assinatura” que pode ser usado para identificá-lo. Essas assinaturas são geralmente produzidos quando os elétrons saltam nos níveis orbitais de energia (salto quântico). Energias diferentes produzem diferentes linhas coloridas.

Cada elemento químico na tabela periódica tem a sua própria assinatura espectral que o identifica. Ao olhar para os espectros de objetos como estrelas e atmosferas planetárias, é fácil identificar os elementos químicos presentes, combinando as linhas coloridas espectrais com a assinatura espectral do elementos químico.

Em química analítica existe um teste chamado “teste da chama” (figura acima). É usado para determinar visualmente a identidade de um metal ou um sal desconhecido com base na sua cor característica quanto é colocado em uma chama de um bico de Bunsen. O calor da chama excita os íons desse sal, levando-os a emitir luz visível. Os espectros de emissão característica pode ser utilizado para diferenciar esse sal entre outros elementos. Veja a tabela abaixo:

Elemento                           Cor
(As) Arsênico—————Azul
(B) Boro———————-Verde brilhante
(Ba) Bário——————–Pálido / verde amarelado
(Ca) Cálcio——————-Laranja para vermelho
(Cs) Césio——————–Azul
(Cu) Cobre——————-Azul
(Fe) Ferro——————-Ouro
(In) Índio——————-Azul
(K) Potássio—————–Lilás para vermelho
(Li) Lítio——————— Magenta para carmim
(Mg) Magnésio————–Branco brilhante
(Mn) Manganês————-Verde amarelado
(Mo) Molibdênio———–Verde amarelado
(Na) Sódio——————-Amarelo intenso
(P) Fósforo——————Verde azulado pálido
(Pb) Chumbo—————-Azul
(Rb) Rubídio—————-Vermelho para roxo-vermelho
(Sb) Antimônio————-Verde pálido
(Se) Selênio——————Azure azul
(Sr) Estrôncio—————Carmesim
(Te) Telúrio—————–Verde pálido
(Tl) Tálio——————–Pure verde
(Zn) Zinco——————Verde azulado para verde esbranquiçado

A figura abaixo mostra algumas “assinaturas” espectrais de alguns elementos químicos.

Auroras Boreal e Austral

Muita gente pergunta…O que causa as Auroras Boreal e Austral…? Vamos a um “nano” resumo de como esse fenômeno acontece… Ela começa com uma erupção solar, com um fluxo de vento solar de alta velocidade, com uma tempestade de radiação solar ou uma ejeção de massa coronal (CME).
A aurora boreal se forma quando partículas carregadas (prótons ou elétrons) emitidas pelo sol durante uma tempestade solar penetram o escudo magnético da Terra (magnetosfera) e colidem com átomos e moléculas na nossa atmosfera. Essas colisões resultam em inúmeras pequenas explosões de luz, chamadas fótons, que compõem a aurora.

Colisões com oxigênio produzem auroras vermelhas e verdes, enquanto o nitrogênio produz cores rosa e roxo. Esta reação são mais comuns nas regiões polares da Terra e ocorre a uma altitude que varia entre 65Km a 100 km e as vezes acima disso, em uma zona chamada de “Aurora Oval.”
As auroras boreais ocorrem mais comumente em latitudes entre 60 ° e 75 °, mas durante grandes tempestades geomagnéticas as Auroras podem ser observada em latitudes médias como por exemplo, a 30 ° de latitude ou mais. No hemisfério norte, eles são chamadas de Aurora boreal (luzes do norte) e no sul do hemisfério são chamadas de Aurora Austral (Australis, luzes do sul).

Decomposição da Luz

Vamos fazer uma análise qualitativa de espectros. Você vai precisar de materiais simples:
a) Um CD
b) Uma Lupa
c) Uma pequena lanterna
d) Um pedaço de cartolina
e) Um pregador de roupas
f)  Filtros vermelho, verde e azul

Mas antes um pequena introdução:
O físico e matemático, Isaac Newton, observou o fenômeno da decomposição da luz e publicou um trabalho, no qual apresentava suas ideias sobre a natureza das cores. A interpretação sobre a decomposição da luz e a natureza das cores, dada por Isaac Newton, é aceita até hoje. Lembrando que a luz é uma radiação de natureza eletromagnética. O espectro de luz visível, pode então assumir diversas cores (desde o violeta até o vermelho), em função do comprimento de onda. O espectro eletromagnético é a distribuição da intensidade da radiação eletromagnética com relação ao seu comprimento de onda ou frequência. A luz visível ocupa uma pequena parte do espectro eletromagnético, como podemos ver na figura abaixo.

A cor apresentada por um corpo, ao ser iluminado, depende do tipo de luz que ele reflete difusamente. A luz branca é constituída por uma infinidade de cores que podem ser divididas em sete cores: vermelha, alaranjada, amarela, verde, azul, anil e violeta.
Dizemos que um objeto é azul quando este reflete apenas a cor azul e absorve as demais cores. Um objeto branco reflete todas as cores e um objeto preto absorve todas as cores. A cor de um objeto é a cor refletida por este objeto. não se deve esquecer que as luzes de outras cores que não foram refletidas, são absorvidas pelo objeto e transformadas em calor. É devido a este fenômeno que as pessoas desaconselham o uso de roupas escuras em dias ensolarados e com temperaturas elevadas.

Pense dessa forma: uma pessoa só consegue ver um objeto porque chega luz aos seus olhos, e isto pode ocorrer devido ao objeto emitir ou refletir luz. Logo, se o branco é uma mistura de todas as cores, e se uma roupa branca deve refletir a maior parte da luz que sobre ela incide, uma parte bem menor de luz será absorvida e, conseqüentemente, a transformação de energia luminosa para térmica também será menor.
Voltando ao espectro visível: Os limites do espectro visível variam de pessoa para pessoa, mais ou menos, sendo assim, os olhos dos seres humanos tem uma faixa definida, se limitando entre 350nm(nanômetros) a 700nm dos comprimentos de ondas para a luz visível.

Podemos dizer então que para cada cor temos uma determinada frequência e comprimento de onda que a distingue das demais, temos por exemplo: a luz vermelha que é uma luz de menor freqüência e consequentemente menor energia, já o violeta é uma luz de maior freqüência e nos submete a maior energia. Quanto vale um nanômetro ? Um nanômetro correspondente a 1,0×10-9 metros, ou seja, um milionésimo de milímetro ou um bilionésimo do metro (figura acima).

O vídeo  mostra o procedimento de como decompor a luz

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Magnitude de um Astro

Antes de falar em magnitude ou brilho de um astro temos que entender certos detalhes. Estrelas não brilham realmente, elas só parecem brilhar quando vista da superfície da Terra. As estrelas cintilam no céu à noite por causa dos efeitos de nossa atmosfera.
Para determinar a diferença entre uma estrela e um planeta, tudo que você tem que observar é se a fonte de luz no céu está brilhando, se assim for, é uma estrela. Estrelas brilham à noite, porque a atmosfera da Terra absorve a luz que brilha de muito longe. Quando a luz de uma estrela (que na verdade é a radiação) entra em cada camada da atmosfera da Terra, ele é refratada muitas vezes, enviando sua luz em ângulos diferentes para a terra, fazendo com que a luz apareça como se estivesse brilhando. Se um dia voce fizer uma viagem ao espaço, vai notar a diferença nas estrelas que você vê, elas realmente não brilham, mas permanecem estáveis.

As estrelas mais fracas que podemos ver com nossos olhos em uma noite escura tem uma magnitude astronômica de seis, enquanto Sirius, a estrela mais brilhante no céu tem uma magnitude de -1. Quanto mais positivo é o objeto, mais fraca é a sua magnitude, enquanto que objetos muito brilhantes têm magnitudes cada vez mais negativas.

O sistema de magnitude remonta ao século II aC, quando as astrônomo grego Hiparco dividiu estrelas em seis classes. O número um ficou para o mais brilhante e seis para as mais fracas. Em 1856, Norman Pogson substituiu esse sistema com uma base em matemática, mas ele tentou combinar com o sistema antigo. Ele usou a fórmula:
m = -2,5 log (F / Fstand)
Agora, se você ainda não entende essa fórmula, eu vou tentar ajudá-lo. Vamos definir os termos:
m – a magnitude
F – é o fluxo da nossa estrela
Fstand – é o fluxo de uma estrela padrão
O fluxo é basicamente a quantidade de energia da estrela que chega à Terra.
Agora a parte um pouco mais complicada é o “log”. O logaritmo de um número, pode ser entendido de forma simplificada como sendo o expoente que uma dada base deve ter para produzir certa potência. Exemplo:
log (1000) = 3 ou 10³ = 1000
log (100) = 2 ou 10² =100
log (10) = 1
log (1) = 0
log (0,1) = -1
log (0,01) = -2
log (0,001) = -3
Assim, com um pouco de conhecimento da função de log, podemos dizer onde é o ponto zero do sistema de magnitude. Quando o fluxo da estrela é o mesmo que o padrão, então tem-se:
m = -2,5 log (1)
m = -2,5 * 0
m = 0

Então, quando a nossa estrela tem o mesmo fluxo como a estrela padrão a sua magnitude é zero. Agora uma magnitude negativa seria quando uma estrela é mais brilhante do que a estrela padrão. Muito provavelmente isso vai acontecer quando calcularmos a magnitude absoluta. Isto é quando se corrigir a distância. Imaginamos que todas as estrelas estão a alguma distância padrão e então determinamos qual seria a magnitude. Às vezes, quando a estrela está “mais perto”, é mais brilhante do que o padrão e a magnitude absoluta é negativa.
No uso moderno, a estrela Vega é definida como de magnitude 0,0.

A Fotossíntese

A fotossíntese é um processo realizado pelas plantas para produção de seu próprio alimento. De forma simples, podemos entender que a planta retira dióxido de carbono(CO2) do ar e energia do Sol.
Através deste processo, a planta produz seu próprio alimento constituído essencialmente por glicose. À medida que a planta produz glicose, ela elimina oxigênio.
A glicose é utilizada pela planta na realização de suas funções metabólicas, ou seja, ela é o seu principal combustível, sem ela, seria impossível manter suas funções vitais.
O processo de formação da glicose se dá através de reação química, e esta, somente é possível devido à transformação da energia solar em energia química.

A equação geral do processo indica que o organismo fotossintetizante utiliza o CO2 (gás carbônico) e a H2O (água), absorve energia luminosa por meio da clorofila (pigmento fotossintetizante) e produz glicose (açúcar) e O2 (gás oxigênio).
Onde ocorre a fotossíntese…?
Os cloroplastos contém um pigmento chamado clorofila, que são capazes de absorver a energia eletromagnética da luz solar e a convertem em energia química por um processo chamado fotossíntese.
As células vegetais e as algas verdes possuem um grande número de cloroplastos, de forma esférica ou ovóide, variando de tamanho de acordo com o tipo celular, e são bem maiores que as mitocôndrias.

CLOROFILA
A clorofila é um pigmento, uma substância colorida. A cor do pigmento fotossintetizante depende das faixas do espectro da luz visível que ele absorve ou reflete.
Todas as células fotossintetizantes, exceto as bacterianas, contêm 2 tipos de clorofila, e um deles sempre é a clorofila a. O segundo tipo de clorofila geralmente é a clorofila b (nos vegetais superiores) ou a clorofila c (em muitas algas). Esses diversos tipos de clorofila diferem quanto à faixa do espectro da luz visível na qual cada uma delas capta luz com mais eficiência.
NOTA: A clorofila é um pigmento que absorve a luz vermelha e azul.
Para entender por que a clorofila é verde, temos de aprender sobre pigmentos. Um pigmento é algo que absorve a luz. Foi dito acima que a clorofila é um pigmento que absorve luz azul e vermelha, assim, então por que é verde?
Isso porque os pigmentos absorvem alguns comprimentos de onda da luz e refletem outras. Um pigmento amarelo absorve todos os comprimentos de onda de luz, excepto amarelo. A cor amarela é refletida em seus olhos, e é por isso que parece amarelo. A razão pela qual uma camisa vermelha é vermelha é porque os pigmentos vermelhos na camisa absorvem toda a luz menos o vermelho.
Assim, as plantas são verdes porque a clorofila reflete a luz verde.