Atualmente usamos mais duas classes de luminosidades

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Atualmente usamos mais duas classes de luminosidades, para luminosi- dades menores que as da seq¨uˆ encia principal, as sd (sub-dwarf) sub-an˜as e as D degeneradas, ou an˜as brancas. Andrew J. Pickles (1953-) publicou em 1998 um cat´alogo de fluxos es- perados para os diversos tipos de estrelas, desde 1150 ˚ A at´ e 25 000 ˚ A, no Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Volume 110, 749, pp. 863-878. 21.6 Velocidade radial e efeito Doppler Um outro uso da espectroscopia ´ e a deriva¸ ao da velocidade radial, isto ´ e, a velocidade do objeto na linha de visada, utilizando o efeito Doppler. Em 1842, Christian Doppler (1803-1853) deduziu que, para um corpo luminoso se aproximando (ou se afastando) do observador, o comprimento 225
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de onda da luz diminui (ou aumenta) em rela¸c˜ ao `aquele observado em labo- rat´ orio. O comprimento de onda de uma fonte que est´a se movimentando com velocidade v em rela¸c˜ ao ao observador ´ e deslocado por: λ λ = v c cos θ ˆ 1 1 - v 2 c 2 ! , onde θ ´ e o ˆangulo entre o vetor velocidade e a linha de visada. Se a velo- cidade for muito menor que a velocidade da luz, e considerando v r como a componente de velocidade na dire¸c˜ ao do observador: λ λ = v r c Em 1868, Sir William Huggins deduziu a velocidade radial de S´ ırius observando a pequena diferen¸ca no comprimento de onda da linha F (H β ) do hidrogˆ enio. Mais tarde, foram observadas varia¸ oes nessa velocidade (veja se¸c˜ ao 19.2). 21.7 Perfil da linha O perfil de uma linha representa a varia¸c˜ ao da densidade de fluxo (intensi- dade) com o comprimento de onda, a forma de uma linha espectral ´ e cha- mada de perfil da linha. A forma verdadeira da linha reflete as propriedades da atmosfera da estrela: temperatura T, press˜ao P, gravidade superficial g , densidade ρ e velocidade das part´ ıculas v . Dependendo dessas proprieda- des, surgem v´arios efeitos que contribuem para o alargamento da linha. Um deles ´ e o alargamento colisional , gerado pelas colis˜oes entre as part´ ıculas, o que perturba os n´ ıveis de energia dos ´atomos, tornando-os menos definidos. Outro ´ e o efeito Doppler : como as part´ ıculas na atmosfera da estrela est˜ao se movendo em dire¸c˜ oes aleat´orias, algumas estar˜ao se aproximando de n´os, e veremos sua linha espectral fique deslocada para o azul, e outras estar˜ao se afastando, e veremos sua linha espectral deslocada para o vermelho. A linha espectral resultante de todas as part´ ıculas ficar´a alargada. Existe tamb´ em um alargamento natural da linha, devido a que, pelo princ´ ıpio da incerteza, os n´ ıveis de energia dos ´atomos n˜ao s˜ao exatamente definidos, fazendo com que f´otons de energias levemente diferentes contribuam para a forma¸c˜ ao da mesma linha, que consequentemente n˜ao ter´a um ´unico comprimento de onda, mas sim ter´a a largura correspondente `a incerteza no n´ ıvel de energia onde ela foi gerada. Finalmente, o perfil observado tamb´ em ´ e alargado pelo instrumento de observa¸ ao.
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