<sect1 id="ai-colorandtemp"> <sect1info> <author ><firstname >Jasem</firstname > <surname >Mutlaq</surname > <affiliation ><address> </address ></affiliation> </author> </sect1info> <title >Cores e Temperaturas das Estrelas</title> <indexterm ><primary >Cores e Temperaturas das Estrelas</primary> <seealso >Radiação dos Corpos Negros</seealso > <seealso >Escala de Magnitudes</seealso > </indexterm> <para >As estrelas parecem ser exclusivamente brancas à primeira vista. Mas se olharmos com atenção, poderemos encontrar um conjunto de cores: azul, branco, vermelho ou até mesmo dourado. Na constelação de Inverno Orion, é visto um contraste bonito entre a Betelgeuse vermelha na axila de Orion e a Bellatrix azul no ombro. O que faz com que as estrelas exibam cores diferentes era um mistério até há dois séculos atrás, quando os físicos ganharam uma compreensão suficiente da natureza da luz e das propriedades da matéria em temperaturas extremamente elevadas. </para> <para >Especificamente, foi a física da <link linkend="ai-blackbody" >radiação dos corpos negros</link > que permitiu compreender a variação das cores das estrelas. Logo depois de a radiação dos corpos negros ter sido compreendida, notou-se que o espectro das estrelas é bastante semelhante à radiação das curvas dos corpos negros a várias temperaturas, desde poucos milhares de Kelvin até ~50 000 Kelvin. A conclusão óbvia foi que as estrelas são semelhantes aos corpos negros e que a variação da cor das estrelas é uma consequência directa das suas temperaturas à superfície. </para> <para >As estrelas frias (i.e., do Tipo Espectral K e M) irradiam a maior parte da sua energia na região dos vermelhos e infra-vermelhos do espectro electromagnético e, deste modo, parecem avermelhadas, enquanto que as estrelas quentes (i.e., do Tipo Espectral O e B) emitem na sua maioria nos comprimentos de onda azul e ultra-violeta, fazendo-as parecer azuladas ou brancas. </para> <para >Para estimar a temperatura à superfície de uma estrela, poder-se-á usar a relação conhecida entre a temperatura de um corpo negro e o comprimento de onda da luz onde o espectro faz um pico. Isto é, à medida que você aumenta a temperatura de um corpo negro, o pico do seu espectro move-se para os comprimentos de onda mais curtos (azulados) da luz. Isto é ilustrado na Figura 1 onde a intensidade de três estrela hipotéticas é desenhada em relação ao comprimento de onda. O "arco-íris" indica o intervalo de comprimentos de onda visíveis ao olho humano. </para> <para> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/> </imageobject> <caption ><para ><phrase >Figura 1</phrase ></para ></caption> </mediaobject> </para> <para >Este método simples é conceptualmente correcto, mas não pode ser usado para obter as temperaturas das estrelas com precisão, porque as estrelas <emphasis >não</emphasis > são corpos negros perfeitos. A presença de vários elementos na atmosfera da estrela irão provocar a absorção de certos comprimentos de onda. Dado que essas linhas de absorção não estão distribuídas uniformemente pelo espectro, elas poderão desviar a posição do pico do espectro. Para além disso, a obtenção de um espectro útil de uma estrela é um processo intensivo em termos de tempo e é completamente ineficiente para grandes amostras de estrelas. </para> <para >Um método alternativo usa a fotometria para medir a intensidade de luz que passa através de vários filtros diferentes. Cada filtro permite que <emphasis >somente</emphasis > uma parte do espectro passe através dele, rejeitando todos os outros. Um sistema de fotometria frequentemente usado é o <firstterm >sistema UBV de Johnson</firstterm >. Ele aplica três filtros passa-banda: o U ("Ultra-violeta"), B ("Azul") e o V ("Visível"); caa um ocupa regiões diferentes do espectro electromagnético. </para> <para >O processo de fotometria UBV envolve a utilização de dispositivos foto-sensíveis (como películas fotográficas ou câmaras CCD) e o apontar de um telescópio para uma estrela para medir a intensidade de luz que passa por cada um dos filtros individualmente. Este procedimento dá três brilhos ou <link linkend="ai-flux" >fluxos</link > aparentes (quantidades de energia por cm<superscript >2</superscript > por segundo) designados por Fu, Fb e Fv. A relação entre os fluxos Fu/Fb e Fb/Fv é uma medida quantitativa da "cor" da estrela, e estas relações podem ser usadas para estabelecer uma escala de temperaturas para as estrelas. De um modo gera, quanto maiores forem as relações Fu/Fb e Fb/Fv de uma estrela, mais quente é a sua temperatura à superfície. </para> <para >Por exemplo, a estrela Bellatrix de Orion tem um Fb/Fv = 1,22, o que indica que é mais brilhante no filtro B do que no V. Para além disso, a relação Fu/Fb é igual a 2,22, por isso é mais brilhante através do filtro U. Isto indica que a estrela deve ser de facto muito quente, porque a posição do seu pico espectral deverá estar algures no intervalo do filtro U ou num comprimento de onda ainda menor. A temperatura à superfície de Bellatrix (tal como se encontra determinado pela comparação do seu espectro aos modelos detalhados que têm em conta as suas linhas de absorção) é de cerca de 25 000 Kelvin. </para> <para >Nós podemos repetir esta análise para a estrela Betelgeuse. As suas relações Fb/Fv e Fu/Fb são de 0,15 e 0,18, respectivamente, por isso é mais brilhante em V e mais fraca em U. Por isso, o pico espectral da Betelgeuse deverá ser algures no intervalo do filtro V ou num comprimento de onda ainda maior. A temperatura à superfície da Betelgeuse é de apenas 2 400 Kelvin. </para> <para >Os astrónomos preferem exprimir as cores das estrelas em termos de uma diferença de <link linkend="ai-magnitude" >magnitudes</link >, em vez de uma relação de <link linkend="ai-flux" >fluxos</link >. Como tal, voltando à Bellatrix azul, encontramos um índice de cor igual a </para> <para >B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22, </para> <para >De forma semelhante, o índice de cor para a vermelha Betelgeuse é </para> <para >B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85 </para> <para >Os índices de cores, como a <link linkend="ai-magnitude" >escala de magnitudes</link >, andam para trás. As estrelas <emphasis >quentes e azuis</emphasis > têm valores <emphasis >menores e negativos</emphasis > do B-V do que as estrelas vermelhas e mais frias. </para> <para >Um astrónomo pode então usar os índices de cores para uma estrela, depois de corrigir os coeficientes de vermelho e da extinção inter-estelar, para obter uma temperatura precisa dessa estrela. A relação entre o B-V e a temperatura está ilustrada na Figura 2. </para> <para> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="color_indices.png"/> </imageobject> <caption ><para ><phrase >Figura 2</phrase ></para ></caption> </mediaobject> </para> <para >O Sol, com uma temperatura à superfície de 5 800 K, tem um índice de B-V igual a 0,62. </para> </sect1>