Diferenças entre edições de "Magnitude bolométrica"

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Em [[astronomia]], '''magnitude bolométrica''' é auma grandeza relacionada à [[energia]] total emitida por uma [[estrela]].
 
Sua diferença para a Magnitude Absoluta comumente usada (Magnitude Visual) é que ela também considera a energia emitida nas frequências fora da faixa do visível. Desse modo ela será sempre menor (quanto maior a energia emitida menor é a magnitude) que a Magnitude Visual. Para fins de cálculo existe a chamada correção bolométrica (CB), que é a diferença entre as duas magnitudes.
 
Mv = Mbol + CB;
 
Como qualquer outra grandeza, Magnitudes precisam de uma referência. Na [[Magnitude Visual]] é tida como referência a estrela [[Vega]], que possui [[Magnitude Aparente]] 0. Já na Magnitude Bolométrica, a referência é o [[Sol]], que possui correção bolométrica igual a 0. Desse modo suas [[Magnitudes Visual]] e Bolométrica possuem o mesmo valor, igual a 4,85. Todas as outras [[estrelas]] possuem CB maior ou igual a zero. Desse modo, a Magnitude Bolométrica é sempre igual ou menor a sua Magnitude Visual.
 
Como já foi dito, as duas magnitudes não usam a mesma referência. Por isso, se a estrela A possui [[Magnitude Visual]] igual a 2,0 e a estrela B possui Magnitude Bolométrica igual a 2,0, isso não significa que a quantidade de energia emitida na faixa do visível da estrela A é igual a energia total emitida pela estrela B.
 
A explicação para o fato da correção bolométrica do [[Sol]] ser a menor de todas está na [[Teoria da Evolução]]. O pico de emissão do Sol (segundo a [[lei de Planck da Radiação]]) está na frequência de 590 THz, próximo do meio da [[faixa do vísivel]] (de 400 a 750 THz). Desse modo, os animais que desenvolveram uma visão que atua próximo da faixa da visível conseguiram reconhecer melhor mundo. Se a temperatura do [[Sol]] fosse menor, os humanos conseguiriam enxergar na faixa do [[infra-vermelho]] mas não na do [[violeta]].
 
Quanto maior for a porcentagem da energia total que é emitida dentro da [[faixa do visível]], menor será a diferença entre as duas magnitudes e menos será a correção bolométrica. Uma estrela mais quente emitirá mais no [[ultra-violeta]], e uma mais fria no [[infra-vermelho]].
 
 
 
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