Magnitudes estelares

16 de abril, 2024 às 13:08 | Postado em Astronomia, Cosmologia

Olá!

Gostaria de saber se é possível saber a magnitude absoluta de uma estrela cuja distância é desconhecida!

Este uma equação que relaciona distância da estrela com magnitude absoluta, porém, se a distância é desconhecida, como se chega à magnitude absoluta da estrela, para saber sua luminosidade e, inclusive o seu raio(tamanho)?

Existe um limite para determinar a distância de estrelas por paralaxe, certo?

Ou, existe uma curva de calibração entre magnitude absoluta e distância, construida com estrelas cuja distância é conhecida por paralaxe?

No diagrama HR no eixo vertical normalmente está a magnitude absoluta ou a luminosidade! Como são obtidos esses valores (medidos) para a construção desse diagrama?

Na verdade, como isso é feito na prática, com a instrumentação astronômica? Quais os passos para se chegar até a distância de uma estrela que não pode ser medida por paralaxe?

Muito obrigado!

A equação acima referida é denominada de módulo de distância: (m – M) = 5log₁₀(d)-5, onde m e M são as magnitudes aparente e absoluta, e d é a distância de uma dada estrela. A magnitude aparente é  medida diretamente pelo observador, mas a absoluta tem que ser inferida ou estimada de outras formas. Uma vez que tenhamos valores para ambas as magnitudes, a distância é obtida diretamente da equação acima.

Existe um limite para determinar a distância de estrelas por paralaxe, certo?

Sim. O maior fator limitante da técnica da paralaxe trigonométrica são os ângulos extremamente pequenos associados a grandes distâncias.

Adicionalmente, medições feitas com telescópios baseados no solo sofrem com efeitos causados por turbulências na atmosfera terrestre, a tal ponto que esta técnica limitava-se a distâncias no máximo de 40 pc. Neste sentido, medições de paralaxe feitas a partir do espaço são muito mais precisas. Atualmente, o telescópio espacial GAIA (https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia) da ESA consegue medir paralaxe para estrelas distantes de vários milhares de pc. Dado o imenso interesse em medir distâncias ainda maiores, há planos para telescópios espaciais ainda mais precisos num futuro relativamente próximo.

Ou, existe uma curva de calibração entre magnitude absoluta e distância, construída com estrelas cuja distância é conhecida por paralaxe?  No diagrama HR no eixo vertical normalmente está a magnitude absoluta ou a luminosidade! Como são obtidos esses valores (medidos) para a construção desse diagrama? Na verdade, como isso é feito na prática, com a instrumentação astronômica? Quais os passos para se chegar até a distância de uma estrela que não pode ser medida por paralaxe?

Sim, em termos. Antes uma pequena correção: se a distância é conhecida, basta medir a magnitude aparente para que a magnitude absoluta seja determinada via a equação do módulo de distância acima. Agora, algumas estrelas – particularmente as chamadas Cefeidas – apresentam um padrão de pulsação periódico. Ou seja, seu brilho varia de maneira periódica. No início do séc. XX, Henrietta Swan Leavitt estudou essas estrelas (particularmente as mais próximas que tinham distância medida via paralaxe) e descobriu que o período de pulsação dependia da luminosidade (brilho) intrínseco das estrelas, dando origem à importante relação período-luminosidade das Cefeidas:

Variações de brilho são facilmente mensuráveis por bons telescópios. Desta forma, basta medir o período de variação de brilho de alguma estrela (identificada como Cefeida) para que sua magnitude absoluta seja determinada. Esse método permite medir distâncias de estrelas até a cerca de 10 milhões de anos luz da Terra.

Agora, para estrelas que não sejam variáveis periódicas e que se encontrem além do limite atualmente mensurável por paralaxe, há algumas alternativas. Uma delas é através do método de ajuste de isócronas. Em resumo, estrelas nascem a partir do colapso gravitacional de uma nuvem molecular gigante. O resultado final deste processo é um grupo de estrelas (chamado de aglomerado) caracterizadas aproximadamente pela mesma idade, composição química e distância, mas com diferentes massas. E a evolução de uma estrela depende fundamentalmente de sua massa: quanto mais massiva, mais rápido ela evolui. A distribuição das estrelas de um aglomerado num diagrama HR segue um padrão que depende da idade, e atualmente, temos modelos teóricos (chamados de isócronas) que reproduzem tais padrões evolutivos. O que se faz é procurar isócronas que reproduzam os padrões evolutivos observados. Quando isso acontece, sabemos a distância do aglomerado, sua idade, massa, etc. A figura abaixo mostra este método aplicado a 3 aglomerados globulares diferentes.

Então, se  a estrela em questão faz parte de algum aglomerado, sua distância e idade podem ser medidas por este método. Uma vez que a distância tenha sido determinada, as magnitudes aparentes medidas ao telescópio são facilmente transformadas em magnitude absoluta (ou luminosidade) através da equação do módulo de distância.