Biblioteca do Observatório Céu Austral

 

 

A temperatura das estrelas

por Regina Auxiliadora Atulim

 

A temperatura superficial de uma estrela está associada à sua cor e uma das maneiras de estimar essa temperatura consiste em “medir” sua cor.

 

A medida da cor de uma estrela pode ser obtida a partir de três observações telescópicas (com câmeras fotográfica ou CCD) da estrela através de filtros especiais, que transmitem apenas radiações eletromagnéticas específicas, rejeitando todas as outras que a estrela emite para o espaço:

 

filtro U - transmite radiação ultravioleta (comprimentos de onda relativamente curtos);

 

filtro B - transmite radiação azul (comprimentos de onda relativamente médios);

 

filtro V - transmite radiação amarela (comprimentos de onda relativamente longos);

 

Esse procedimento gera o registro de três brilhos aparentes (fluxos) diferentes, designados por FU, FB e FV, cujos valores são fornecidos pela câmera fotográfica ou pela CCD.

 

A comparação entre as razões dos fluxos obtidos em cada faixa do espectro indica a cor da estrela. Se

 FU / FB > FB / FV,

 a estrela é mais brilhante quando vista através do filtro U do que quando vista pelo filtro V. Isso significa que ela emite mais radiação de comprimento de onda “curto” que de comprimento de onda “longo” e, portanto, sua cor deve ser mais próxima da azul que da vermelha. Se

 FU / FB < FB / FV,

a estrela emite mais radiações longas que curtas e sua cor “puxa” para a cor amarela, alaranjada ou vermelha. Se as razões são iguais, a cor da estrela é branca.

 

Por meio desse raciocínio, é possível estabelecer uma escala numérica que quantifica a cor das estrelas. Essa grandeza é chamada ÍNDICE DE COR. Ele é expresso em termos da diferença entre as magnitudes aparentes associadas aos brilhos aparentes registrados através dos filtros B e V:

 

I.C. = mB - mV

 

Pela definição de magnitude aparente m = -2,5 log F + C, temos:

 

I.C. = - 2,5 log (FB) + C + 2,5 log (FV) - C = - 2,5 log (FB / FV)

 

Dessa forma, obtendo-se a razão entre os brilhos aparentes através dos filtros B e V, calcula-se o índice de cor da estrela.

 

Obtido o índice de cor, pode-se determinar a temperatura superficial da estrela por meio da “fórmula de Russell”, uma relação empírica desenvolvida pelo astrônomo americano Henry Norris Russell (1877 - 1957), que fornece a temperatura da superfície da estrela, em kelvin (unidade de temperatura do Sistema Internacional de Unidades: 0 K ~ -273 graus Celsius):

 

T (K) = 7.200 K / 0,64 + I.C.

 

A tabela abaixo fornece alguns índices de cor com suas respectivas cores e temperaturas superficiais médias associadas:

 

 

 

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