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LUMINOSIDADE, BRILHO E MAGNITUDE ESTELAR
LUMINOSIDADE, BRILHO E MAGNITUDE ESTELAR
A luminosidade de uma estrela é a energia que ela irradia por unidade de tempo. Ou seja, a luminosidade “L” de uma estrela é energia total que a estrela irradia por segundo. Quando dizemos “energia total”, estamos nos referindo a energia total radiante proveniente da estrela por segundo, e em todos os comprimentos de onda – do vermelho ao violeta, os raios X, raios Gamma e todos os outros. A unidade de media da luminosidade é o W (watt) , unidade de potência, que é energia (joule) por segundo.
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A luminosidade de um corpo celeste está relacionada diretamente com a área de sua superfície e sua temperatura – quanto maior for a temperatura e a área superficial da estrela, maior será a energia irradiada, ou seja, maior será a luminosidade.
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Existe outra relação muito importante entre propriedades físicas das estrelas. Os astrônomos descobriram uma relação direta entre a massa e a luminosidade das estrelas. Observe no gráfico abaixo e note que no eixo vertical temos os valores da luminosidade das estelas (pontos azuis do gráfico) em função da luminosidade do Sol, considerado como referência de valor igual a 1. No eixo horizontal temos os valores da massa das mesmas estrelas, também em função da massa do Sol, considerado como referência de valor igual a 1.
Observe que os valores da massa aumentam para a direita, e os valores da luminosidade aumentam para cima. Note que as estrelas que estão no canto superior direito do gráfico têm mais massa e mais luminosidade, enquanto as do canto inferior esquerdo têm menos massa e menos luminosidade. Portanto, para as estrelas da sequência principal, existe uma correlação direta entre a massa e a luminosidade dessas estrelas. Ou seja, quanto maior a massa de uma estrela, maior a sua luminosidade. Essa relação ficou conhecida como “Relação Massa-Luminosidade”.
Outro importante sistema de medida das estrelas é a magnitude. Esse sistema é usado para representar o brilho das estrelas e foi inventado por volta do ano 150 a.C. pelo astrônomo grego Hiparco.
Hiparco definiu a magnitude das estrelas usando a seguinte regra:
- as estrelas mais brilhantes são as de primeira magnitude;
- as estrelas com a metade do brilho das de 1ª magnitude, são as de segunda magnitude;
- as estrelas com a metade do brilho das de 2ª magnitude, são as de terceira magnitude;
- as estrelas com a metade do brilho das de 3ª magnitude, são as de quarta magnitude;
Essa regra chegou até as estrelas mais fracas que podem ser vistas a olho nu, as de 6ª magnitude.
Após o advento do telescópio, os astrônomos ampliaram a classificação de Hiparco para estrelas além da 6ª magnitude, as estrelas de brilho mais fraco que só podem ser vistas através de instrumentos.
Essas magnitudes de que estamos falando são denominadas de magnitudes aparentes, pois elas indicam apenas o quanto brilhante uma estrela aparenta ser para um observador na Terra. Podemos então definir magnitude aparente de uma estrela como sendo a medida da quantidade de energia emitida pela estrela que é detectada na Terra, ou pelo olho humano ou por um equipamento eletrônico.
Importante notar que a magnitude aparente depende da luminosidade da estrela e da sua distância até nós. Desse modo fica fácil concluir, conforme o que já estudamos sobre luminosidade, que uma estrela pode aparentar ser fraca por um de dois motivos: ou ela emite pouca energia e por isso tem uma luminosidade pequena, ou porque ela está muito distante de nós. Ou até mesmo porque a estrela tenha essas duas características juntas.
No século XIX foram desenvolvidas novas tecnologias que permitiram os astrônomos definirem, de forma mais precisa, a escala de magnitudes. Foram realizadas várias medições do brilho aparente de estrelas que levaram os astrônomos a concluírem que uma estrela de 1ª magnitude tem um brilho aproximadamente 100 vezes maior do que o brilho de uma estrela de 6ª magnitude. Matematicamente, isso significa que teríamos que ter 100 estrelas de magnitude +6 para termos a mesma quantidade de energia luminosa emitida por uma estrela de magnitude +1.
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Note que a escala de magnitudes é inversa, ou seja, quanto maior o número que representa a magnitude de uma estrela, menor é o brilho dessa estrela. Por exemplo: uma estrela que tem magnitude aparente +3 é mais brilhante do que uma estrela com magnitude +4; uma estrela com magnitude -3 é mais brilhante do que uma estrela com magnitude -1,5.
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Veja os exemplos abaixo com valores aproximados das magnitudes:
Algumas pessoas confundem brilho com luminosidade, e não é pra menos! Ambas as palavras referem-se à luz, para um leigo em Astronomia fica fácil a confusão.
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Na verdade brilho e luminosidade são propriedades físicas diferentes nas estrelas. Enquanto que a luminosidade é a quantidade total de energia emitida pela estrela por unidade de tempo. Define-se FLUXO DE ENERGIA DE UMA ESTRELA como sendo a quantidade de energia emitida por unidade de tempo e por unidade de área. Esse fluxo de energia emitida que atinge a Terra é também chamado de BRILHO APARENTE da estrela. Observe atentamente as duas definições:
- Luminosidade – Quantidade total de energia emitida por uma estrela por unidade de tempo
(por segundo);
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- Brilho aparente – Quantidade total de energia emitida por uma estrela por unidade de tempo e por unidade de área.
A temperatura na superfície de uma estrela é o resultado da produção de energia no núcleo da estrela. Na superfície a temperatura é mais baixa do que no núcleo ou seja, a temperatura de uma estrela varia, diminuindo do núcleo até a superfície da estrela.
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Estrelas mais quentes emitem radiações em comprimentos de ondas mais curtos (próximo do azul), enquanto estrelas mais frias emitem radiações em comprimentos de ondas mais longos (próximo do vermelho). Portanto, estrelas azuis são as mais quentes e estrelas vermelhas são as mais frias.
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A escala de medida da temperatura usada em Astrofísica é a escala Kelvin (símbolo K), que é a chamada escala absoluta de temperatura. Essa escala mede a temperatura mais baixa teoricamente possível – o Zero Absoluto, que corresponde a 273 graus Celsius abaixo de zero, ou -273ºC.
Por exemplo, a temperatura na superfície do Sol é cerca de 6.000K, que se ler : 6 mil kelvin. Não se ler “grau Kelvin”, e sim, somente “Kelvin”.
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Note que as estrelas gigantes vermelhas têm temperaturas superficiais baixas, em torno 3.000K a 4.000K, mas têm luminosidade alta devida suas grandes áreas superficiais.
Sabemos que a magnitude aparente mede o quanto brilhante uma estrela aparenta ser para um observador na Terra. Para os astrônomos, no entanto, é preciso saber o verdadeiro fluxo de energia das estrelas, o quanto brilhante as estrelas são realmente. Para isso foi criada uma escala que mede o verdadeiro brilho das estrelas, a essa escala deu-se o nome de magnitude absoluta.
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A magnitude absoluta é definida como sendo a magnitude aparente que uma estrela teria se estivesse localizada a uma distância padrão de exatamente 10 parsecs da Terra.
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Por exemplo, se o Sol fosse colocado a 10 parsecs da Terra, a magnitude dele seria +4,8. Desse modo, a magnitude absoluta do Sol é +4,8. Na tabela acima você verifica que a magnitude aparente do Sol é -27, para nós o astro mais brilhante, isso porque está muito perto da Terra.
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A magnitude absoluta das estrelas varia de -10 para as mais brilhantes a +15 para as mais fracas. Note que a magnitude absoluta do Sol fica mais ou menos no meio desse intervalo, o que nos leva a concluir que o Sol é uma estrela média.