Por Simran Buttar
Publicado no The Secrets Of The Universe
Como você mede a temperatura do seu corpo? A resposta mais simples é “usando um termômetro”. Mas é assim também no caso das estrelas? A resposta é um grande “não”. Como sabemos, a temperatura de uma estrela pode chegar a vários milhares de Kelvins. Mas, até o momento, não existe um termômetro disponível que possa suportar temperaturas tão altas. Além disso, mesmo que exista um termômetro superpotente, quem o utilizará em estrelas a bilhões de anos-luz de distância? Então, como medimos a temperatura das estrelas?
Aqui é onde os métodos indiretos nos auxiliam. Para superar os problemas mencionados acima, os astrofísicos utilizam várias técnicas indiretas de medição de temperatura. Vamos dar uma olhada em algumas dessas técnicas!
Lei de Deslocamento de Wien:
A lei de deslocamento de Wien concentra-se no espectro de radiação de um corpo negro. De acordo com ela, a curva de radiação do corpo negro para diferentes temperaturas atingirá o pico em diferentes comprimentos de onda que são inversamente proporcionais à temperatura. Utilizando essa relação inversa entre comprimento de onda e temperatura, as temperaturas das estrelas podem ser estimadas.
No entanto, isso é aplicável apenas a estrelas que possuem espectros que se aproximam muito de um corpo negro. Os espectros calibrados em fluxo da estrela em questão também devem estar disponíveis. Além disso, esse método não fornece resultados muito precisos, pois as estrelas geralmente não são corpos negros.
Lei de Stefan:
Outra lei que pode ser utilizada para medir a temperatura das estrelas é a lei de Stefan. A lei de Stefan-Boltzmann descreve a potência irradiada de um corpo negro em termos de temperatura. De acordo com essa lei, a potência térmica total emitida por uma superfície é proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta. L = 4πR²σT². Aqui σ é a constante de Stefan-Boltzmann, L é a luminosidade, R e T são o raio e a temperatura da estrela em questão.
Inicialmente, medimos o fluxo total de luz proveniente da estrela. Combinando esses fatores, os cientistas estimam a luminosidade. E utilizando interferômetros, um raio de uma estrela pode ser encontrado. Eventualmente, a temperatura é medida inserindo todos esses termos na fórmula de Stefan. O fator limitante aqui é a dificuldade em medir os raios das estrelas maiores ou mais próximas. Portanto, as medidas existem apenas para algumas gigantes e algumas dezenas de estrelas próximas da sequência principal. No entanto, elas atuam como os calibradores fundamentais contra os quais os astrofísicos comparam e calibram outras técnicas.
Pela análise espectral de uma estrela:
Sabemos que átomos/íons têm diferentes níveis de energia. E o povoamento desses níveis depende da temperatura. Níveis mais altos são ocupados em temperaturas mais altas e vice-versa para níveis mais baixos. As transições entre níveis podem resultar na emissão ou absorção de luz em um comprimento de onda específico, dependendo da diferença de energia entre os níveis em questão. Geralmente, uma estrela é mais quente por dentro e mais fria por fora. As camadas mais frias e sobrepostas absorvem as radiações que saem do centro da estrela. Isso resulta em linhas de absorção no espectro que obtemos.
A análise do espectro consiste em medir as forças dessas linhas de absorção para diferentes elementos químicos e diferentes comprimentos de onda. A força de uma linha de absorção depende principalmente da temperatura da estrela e da quantidade de um elemento químico específico. No entanto, vários outros parâmetros, como gravidade, turbulência e estrutura, também podem influenciá-lo. Esse método fornece medições de temperatura com precisão tão boa quanto +/- 50 Kelvins.
Relação Cor-Temperatura:
Outro método para medir a temperatura das estrelas é analisando sua cor. Embora todas as estrelas pareçam brancas, elas têm cores diferentes quando vistas com atenção. As variações são resultado de sua temperatura. As estrelas frias aparecem vermelhas e as quentes são azuis. Medimos a cor de uma estrela por um instrumento chamado fotômetro fotoelétrico.
Isso envolve passar a luz por diferentes filtros e encontrar a quantidade que passa por cada filtro. As medições do fotômetro são convertidas em temperatura, utilizando uma escala padrão. Esse método é altamente útil quando um bom espectro de uma estrela não está disponível. Os resultados obtidos nesse método são precisos até +/- 100-200 K. No entanto, esse método fornece resultados ruins para estrelas mais frias.
Cada um dos métodos mencionados acima têm suas próprias vantagens e limitações. Mesmo assim, astrofísicos do mundo todo utilizam amplamente esses métodos e acabam tendo resultados satisfatórios.
