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diff --git a/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook b/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook new file mode 100644 index 00000000000..227b53e2bb7 --- /dev/null +++ b/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook @@ -0,0 +1,60 @@ +<sect1 id="ai-magnitude"> +<sect1info> +<author +><firstname +>Girish</firstname +> <surname +>V</surname +> </author> +</sect1info> +<title +>Escala de Magnitude</title> +<indexterm +><primary +>Escala de Magnitude</primary> +<seealso +>Fluxo</seealso +> <seealso +>Cores e Temperaturas das Estrelas</seealso +> </indexterm> +<para +>2500 anos atrás, o astrónomo e ancião Grego Hipparchus classificou o brilho das estrelas visíveis no céu numa escala de 1 a 6. Ele chamou às estrelas mais brilhantes do céu as de <quote +>primeira magnitude</quote +>, e às estrelas mais pálidas chamou de <quote +>sexta magnitude</quote +>. Incrivelmente, dois milénios e meio depois, a classificação de Hipparchus ainda é bastante usada pelos astrónomos, se bem que tem sido modernizada e quantificada desde então.</para> +<note +><para +>A escala de magnitude anda para trás no que estaria à espera: as estrelas mais brilhantes têm <emphasis +>menores</emphasis +> magnitudes que as estrelas mais pálidas. </para> +</note> +<para +>A escala moderna de magnitudes é uma medida quantitativa do <firstterm +>fluxo</firstterm +> de luz que provém de uma estrela, com uma escala logarítmica: </para +><para +>m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) </para +><para +>Se você não percebe a matemática disto, simplesmente diz que a magnitude de uma dada estrela (m) é diferente da de uma estrela-padrão qualquer (m_0) em 2,5 vezes o logaritmo da relação entre os seus fluxos. O facto de '2,5 * log' significa que se a relação do fluxo for de 100, a diferença de magnitudes é de 5 mag. Por isso, uma estrela de 6a magnitude é 100 vezes mais fraca que uma estrela de 1a magnitude. A razão pela qual a classificação simples de Hipparchus se traduz para uma função relativamente complexa tem a ver com o facto de o olho humano reagir logaritmicamente à luz. </para +><para +>Existem diversas escalas de magnitude diferentes em uso, onde cada uma serve um propósito diferente. A mais comum é a escala da magnitude aparente; esta é apenas a medida de quão brilhantes as estrelas (e os outros objectos) parecem ao olho humano. A escala da magnitude aparente define que a estrela Vega tem uma magnitude 0,0 e atribui as magnitudes a todos os outros objectos, usando a equação acima, e uma medida da relação do fluxo de cada objecto em relação a Vega. </para +><para +>É difícil perceber as estrelas usando apenas as magnitudes aparentes. Imagine duas estrelas no céu com a mesma magnitude aparente, como tal deverão parecer igualmente brilhantes. Você não pode saber só por olhar se as duas têm o mesmo brilho <emphasis +>intrínseco</emphasis +>; é possível que uma estrela seja intrinsecamente mais brilhante, mas esteja mais longe. Se soubéssemos as distâncias às estrelas (veja o artigo sobre a <link linkend="ai-parallax" +>paralaxe</link +>), poderíamos ter em conta a sua distância e atribuir <firstterm +>magnitudes absolutas</firstterm +> que iriam reflectir o seu brilho verdadeiro e intrínseco. A magnitude absoluta está definida como a magnitude absoluta que a estrela teria se fosse observada a uma distância de 10 parsecs (1 parsec equivale a 3,26 anos-luz, ou seja, 3,1 x 10^18 cm). A magnitude absoluta (M) pode ser determinada a partir da magnitude aparente (m) e da distância em parsecs (d) usando a fórmula: </para +><para +>M = m + 5 - 5 * log(d) (repare que M=m quando d=10). </para +><para +>A escala de magnitude moderna não se baseia mais no olho humano; baseia-se em placas fotográficas e em fotómetros fotoeléctricos. Com os telescópios, podem-se ver os objectos mais fracos do que o Hipparchus podia ver com os seus olhos sem nenhum auxílio, como tal a escala foi extendida para além da 6a magnitude. De facto, o Telescópio Espacial Hubble consegue registar as estrelas com uma fraqueza ao nível da 30a magnitude, o que é um <emphasis +>bilionésimo</emphasis +> do fluxo de Vega. </para +><para +>Uma nota final: a magnitude é normalmente medida através de um filtro de cor de um tipo qualquer, e essas magnitudes são demarcadas por um índice que descreve o filtro (&ie;, o m_V é a magnitude através de um filtro <quote +>visual</quote +>, que é esverdeado, o m_B é a magnitude através de um filtro azul ('blue') e o m_pg é a magnitude de uma placa fotográfica, &etc;). </para> +</sect1> |