E3 Radiação e Luz na Astronomia

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A radiação eletromagnética é a principal mensageira de informações que chegam ao observador vindas do resto do universo. O espectro completo emitido por um corpo em equilíbrio térmico depende exclusivamente da temperatura do corpo, e o comprimento de onda no qual esse espectro atinge seu máximo desloca-se para comprimentos de onda mais curtos à medida que o corpo emissor fica mais quente: o Sol emite seu máximo na luz visível, enquanto estrelas mais frias o fazem no infravermelho.

A luminosidade total de uma estrela aumenta com o quadrado de seu raio e, ainda mais drasticamente, com a quarta potência de sua temperatura, de modo que um aumento apenas moderado na temperatura da superfície de uma estrela resulta em um aumento muito grande em sua luminosidade total.

A escala de magnitude que os astrônomos usam para medir o brilho de objetos celestes é logarítmica e invertida magnitudes menores correspondem a maior brilho e foi calibrada de modo que uma diferença de cinco magnitudes seja exatamente equivalente a um fator de cem no fluxo de luz recebido.

O módulo de distância, por sua vez, conecta a magnitude observada da Terra, a magnitude que o mesmo objeto teria se estivesse localizado a uma distância de referência fixa e a distância real que separa esse objeto do observador. É precisamente essa conexão que sustenta toda a escala de distâncias cósmicas: quanto mais distante um objeto de luminosidade conhecida estiver, mais fraco ele parecerá, numa relação que cresce logaritmicamente com a distância que o separa do observador. Assim, da radiação eletromagnética com a qual este documento começa à escala de distâncias cósmicas com a qual termina, passando pela luminosidade ligada à temperatura e à escala de grandezas, a radiação e a luz em astronomia significam que a simples cor e o brilho de um ponto no céu revelam, em última análise, tanto a sua temperatura quanto a distância em que esse ponto está realmente localizado.

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