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Brilho e Magnitude

Observatório Phoenix
Dúvidas e Perguntas?

Duzentos anos antes de Cristo, Hipparcus, um astrônomo grego, resolveu classificar as estrelas pelo seu brilho. Sem meios de medir sua radiação, ele escolheu visualmente as mais brilhantes e as definiu como de magnitude 1. Aquelas um pouco mais fracas, chamou de magnitude 2, e assim por diante até chegar às estrelas que mal podia ver, que classificou como magnitude 6. Esta primeira classificação, pouco precisa, que depende da acuidade dos olhos do observador e da transparência da atmosfera, chegou até nossos dias.

O brilho aparente de uma estrela é uma estimativa de quanta radiação emitida por esta estrela é recebida pelo olho, ou pelo instrumento de medida, comparada a uma estrela definida como padrão. Quando foi feita a primeira medição do brilho, através de um fotômetro, observou-se que a diferença de brilho entre uma estrela de 1ª magnitude e uma de 6ª era de aproximadamente 100 vezes. Esta escala foi colocada em bases matemáticas no século 19, adotando este número como sendo de exatamente 100. Desse modo, extraindo a raiz quinta de 100 encontramos 2,512... que passou a ser a base do nosso sistema. Este número é geralmente arredondado para 2,5 e a fórmula fica:

m = - 2,5 log(Dbrilho)

A esta magnitude m, chamamos de magnitude aparente, já que ela é afetada pela distância que a estrela se encontra de nós. De maneira inversa, podemos calcular a diferença de brilho a partir da diferença de magnitudes usando a fórmula re-arranjada:

Dbrilho = - 2,5 (m1 - m2)

Assim, por exemplo, a diferença de brilho entre uma estrela de 3ª magnitude e uma de 12ª magnitude é Dbrilho = - 2,5 (12-3) = - 2,5 9 = - 4000

Ou seja, quatro mil vezes mais fraca. Esta escala nos permite trabalhar com uma variação enorme de brilho, com números dentro de uma faixa estreita. A magnitude aparente do Sol, por exemplo é de -26,8 ou 1010 vezes o brilho de uma estrela de magnitude 1.

Para se medir a radiação total emitida por uma estrela, em todos os comprimentos de onda, desde o ultra-violeta, luz visível, rádio-freqüência, calor, etc., foi adotada a magnitude bolométrica, que é obtida usando-se um bolômetro, aparelho que indica a radiação incidente total, independentemente do comprimento de onda.

A magnitude aparente não nos dá uma idéia do brilho verdadeiro de uma estrela, que às vezes parece fraca devido à grande distância que se encontra, enquanto outras nos parecem muito brilhantes porque estão muito mais perto. Para se medir a distância de uma estrela, poderíamos utilizar o seu brilho, corrigido para sua distância, em parsecs. Parsec é a abreviação de paralaxe segundo de arco. Equivale à distância calculada para a paralaxe de um segundo de arco, tendo como linha de base o diâmetro da órbita da Terra, que dá cerca de 3,26 anos-luz, ou sejam 30 x 109 km. M, a magnitude absoluta é o brilho que uma estrela apresentaria, se todas elas estivessem a uma mesma distância, padronizada em 10 parsecs. A magnitude absoluta do Sol é 4,9. Para o cálculo da magnitude absoluta é necessário o conhecimento da distância da estrela. Inversamente, se pudermos determinar o brilho de uma estrela por outros meios (veja Estrelas Variáveis - Cefeidas na seção E-03), poderemos calcular a sua distância. A magnitude absoluta pode ser calculada a partir da fórmula:

M = m + 5 + 5 log p

Onde p é a paralaxe em segundos de arco.

 


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