Fotometria Estelar e a Escala de Distâncias

Medir o brilho e a cor aparente de uma estrela, e comparar isso com o seu brilho intrínseco, permite determinar a sua distância, construindo a escada de técnicas que mede a escala do universo.

Definition

Fotometria estelar é a medição do brilho e da cor das estrelas através de bandas passantes padronizadas, e a escala de distâncias é a hierarquia de métodos calibrados que utiliza estas e outras medições para determinar distâncias astronómicas.

Scope

O tópico abrange o sistema de magnitude e as bandas passantes fotométricas, a distinção entre magnitude aparente e absoluta e o módulo de distância, os índices de cor e a extinção, a paralaxe trigonométrica e a cadeia de velas padrão, incluindo as variáveis Cefeidas e RR Lyrae e as supernovas tipo Ia, que constituem a escada de distâncias cósmicas.

Core questions

• Como o brilho de uma estrela é quantificado?
• Como a comparação entre o brilho aparente e o verdadeiro determina a distância?
• O que são velas padrão?
• Como a escada de distâncias cósmicas é construída?

Key concepts

• magnitude aparente e absoluta
• bandas passantes fotométricas
• índice de cor
• módulo de distância
• paralaxe trigonométrica
• vela padrão
• relação período-luminosidade

Key theories

Magnitudes, cores e o módulo de distância

O brilho estelar é medido na escala logarítmica de magnitude em bandas passantes definidas; a diferença entre magnitude aparente e absoluta, o módulo de distância, fornece a distância, enquanto os índices de cor medem a temperatura e revelam o avermelhamento pela poeira interestelar.

Velas padrão e a escada de distâncias

Objetos de luminosidade intrínseca conhecida, como as Cefeidas que obedecem à relação período-luminosidade de Leavitt e as supernovas tipo Ia, atuam como velas padrão; calibradas por paralaxe em pequenas distâncias, elas estendem a escala de distâncias para galáxias e medem a expansão do universo.

Mechanisms

O brilho aparente de uma estrela depende tanto da sua luminosidade verdadeira quanto da sua distância; assim, se a luminosidade for conhecida, a distância pode ser determinada pela lei do inverso do quadrado. Distâncias próximas são ancoradas pela paralaxe, o deslocamento aparente de uma estrela à medida que a Terra orbita o Sol; estas calibram velas padrão cujas luminosidades conhecidas então alcançam distâncias cada vez maiores, com cada degrau da escada impulsionando o próximo.

Clinical relevance

A fotometria e a escala de distâncias convertem o brilho observado em luminosidades físicas, tamanhos e distâncias que sustentam toda a astrofísica; a escada de distâncias cósmicas fornece a constante de Hubble e a escala e idade do universo, e a tensão atual entre os valores locais e os do universo primordial é um problema central na cosmologia.

History

Hiparco introduziu a escala de magnitude na antiguidade; Leavitt descobriu a relação período-luminosidade das Cefeidas em 1912, que Hubble usou para medir distâncias de galáxias e a expansão do universo, e missões modernas de paralaxe e levantamentos de supernovas refinaram a escada de distâncias e precisaram a constante de Hubble.

Debates

A tensão de Hubble

As medições da constante de Hubble baseadas na escada de distâncias divergem significativamente do valor inferido do fundo cósmico de micro-ondas do universo primordial; se isso reflete sistemáticas de medição não reconhecidas ou nova física é uma questão aberta importante.

Key figures

• Henrietta Swan Leavitt
• Edwin Hubble
• Walter Baade
• Wendy Freedman

Seminal works

• leavitt1912
• freedman2010

Frequently asked questions

Por que uma estrela mais brilhante recebe uma magnitude menor?

A escala de magnitude é herdada de classificações antigas em que as estrelas mais brilhantes eram de primeira magnitude e as mais fracas tinham números maiores; é logarítmica e funciona de forma inversa, de modo que magnitudes menores e até negativas significam objetos mais brilhantes.

O que é uma vela padrão?

É um objeto cuja luminosidade verdadeira é conhecida ou pode ser inferida, como uma variável Cefeida ou uma supernova tipo Ia; comparar sua luminosidade conhecida com seu brilho observado fornece sua distância, tornando-o uma régua para medir o universo.