Magnitude bolométrica: diferenças entre revisões
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Em [[astronomia]], '''magnitude bolométrica''' é uma grandeza relacionada à [[energia]] total emitida por uma [[estrela]]. |
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Revisão das 21h14min de 1 de agosto de 2011
 | Este artigo não cita fontes confiáveis. (Agosto de 2011) |
Em astronomia, magnitude bolométrica é uma grandeza relacionada à energia total emitida por uma estrela.
Sua diferença para a magnitude absoluta comumente usada é que ela também considera a energia emitida nas frequências fora da faixa do visível. 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 absoluta 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 Absoluta 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 absoluta 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 percentagem 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 ultravioleta, e uma mais fria no infra-vermelho.