- Constelações:
definição
exemplos
- Movimentos na esfera celeste
- Sistemas de referência:
geocêntrico
equatorial
horizontal
- Magnitudes e luminosidades
Esfera
Celeste
N
Pólo Norte Celeste
N
S
Equador Celeste
S
Pólo Sul Celeste
Constelação
É um conjunto convencional de estrelas,
que quando unidas
por linhas imaginárias definem figuras conhecidas
Observe as figuras formadas
Visão atual de constelações
Número de constelações: 88
Constelação de Órion
Betelgeuse
a
g
A mais brilhante
de Órion
Três Marias
z
e
Bellatrix
d
Mintaka
Alnilan
Alnitaka
k
Saiph
b
Rigel
A segunda
mais brilhante
de Órion
Constelação
É um grupo de estrelas próximas
entre si
?
Constelação
de Órion
g
Como a
são
vistas
na
d
e
z
esfera
celeste
b
Como são no espaço
k
g
a
d
e
Terra
Céu
z
Esfera celeste
b
k
Seção da esfera celeste
distância real
Movimento aparente
do sol com relação
às constelações
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Horizonte visto no crepúsculo
Sol
Terra
Constelações
Zodiacais
Movimento diário
das estrelas
Movimento aparente de uma
estrela circumpolar norte
Pólo Norte
Norte
Leste
Oeste
Movimento
antihorário
Movimento noturno aparente
olhando ao Sul
24 horas
20 horas
22 horas
Pólo Sul
Sul
Leste
Movimento
horário
Oeste
Movimento noturno aparente
olhando ao Norte
20 horas
24 horas
22 horas
Leão
Norte
Oeste
Leste
Movimento
antihorário
Movimento diurno no hemisfério
Sul
Z
PS
E
N
S
W
Movimento diurno no hemisfério
Norte
Z
PN
E
N
S
W
Movimento diurno no equador
Z
E
PN = N
S = PS
W
Equador
Movimento diurno aparente no
Pólo Norte
PN
Horizonte
=
Equador
Movimento diurno aparente no
Pólo Sul
PS
Horizonte
=
Equador
z
0
y
x
Localizando no céu
Epiciclos
Planeta
E
Terra
Com epiciclos, o planeta
era localizado no céu
com muita precisão
Deferente
Origem do Sistema de
Referência
Sol
Heliocêntrico
Baricêntrico
Topocêntrico
Geocêntrico
Terra
Latitude j e
Longitude l
PN
Greenwich
Meridiano
do ponto
a ser localizado
paralelo
j l
j<0
meridiano
PS
São Carlos:
lat -22
long 48
Latitude
Z
j
Céu
PS
Horizonte
j
Horizonte
Terra
PN
Meridiano
local
Latitudes Especiais
N
Sol
chão
Latitude do
Equador é
0°
Trópico de
Câncer
23,5°
Equador
66.5°
C
Latitude do
Trópico de Câncer é
23.5°
Latitude do
Círculo Polar Antártico é
- 66.5°
Círculo
polar antártico
S
Latitudes especiais
Círculo
polar ártico
Latitude do
Círculo Polar Ártico é
66.5°
horizonte
Equador
C
66.5°
23,5°
Trópico de
Capricórnio
chão
Sol
S
Latitude do
Trópico de Capricórnio é
- 23.5°
Sistema
Equatorial de
Coordenadas
PN
O ponto g é a
referência
para se medir
a ascenção reta a.
Onde está o ponto g?
(a , d )
Meridiano
do astro
d
g
PS
a
O ponto g
Eclítica:
trajetória anual
aparente
do Sol
Eixo de
rotação
PN
W
Sol
O ponto g é o
cruzamento dos
planos da eclítica
e do equador celeste;
atualmente está na
constelação de peixes
g
a
Equador
Celeste
PNC
Polar
Precessão
23.5
PNC
Vega
PNE
PNC
Hoje
PS
O bamboleio
do eixo de rotação
faz o ponto vernal
mudar de posição
Daqui a
13 mil anos
Constelações
Polares
8000
10000
d
Cisne
Cefeidas
6000
b
12000
Lira
g
4000
14000
PNE
i
Dragão
16000
Ursa
Menor
2000
PNC
0
Hércules
18000
t
- 2000
20000
PNE:
pólo norte eclítico
- 4000
Sistema
horizontal
Zênite
Ângulo h
do horizonte ao astro
pelo círculo vertical:
altura
Meridiano local
h
Norte
A
0  A  360
 90  h  90
Leste
Ângulo A
do Norte
ao círculo vertical
pelo horizonte e
na direção Leste:
azimute
Alturas e azimutes especiais
A altura e o azimute de qualquer astro dependem do tempo.
Os seguintes pontos tem altura e azimute fixos:
Norte Leste
Sul
Oeste Zênite
Nadir
A
0°
90°
180°
270°
------
-----
h
0°
0°
0°
0°
90°
-90°
N
A
O
L
z
S
Constelação
de Órion
g
Como a
são
vistas
na
d
e
z
esfera
celeste
b
Como são no espaço
k
g
a
d
e
Terra
Céu
z
Esfera celeste
b
k
Magnitudes aparentes
Mais brilhantes
Menos brilhantes
-1
0
1
2
3
4
5
6
Classificação
das estrelas
segundo seus
brilhos aparentes
(Hiparcos, séc. II aC)
Variação do brilho com o valor
da magnitude aparente
Baseado na classificação de Hiparco, postulou-se que:
- uma estrela de primeira grandeza é
cem vezes mais brilhante que uma de sexta grandeza
- isso implica que de uma magnitude para a seguinte
o brilho da estrela decresce 2.512 vezes:
2
m
bm  b0 2.5
x  100 x  10  2.5
5
5
Magnitude
0
1
2
3
4
5
6
7
Brilho
relativo
251
100
39.8
15.8
6.3
2.5
1
0.4
Magnitudes aparentes
de alguns astros
Astro
Sol
Magnitude
-26.7
aparente
Lua Vênus
-12
-4
Sírius
a-cet
Rigel
-1.45
- 0.01
0.1
O valor da magnitude aparente depende se a
medida leva em conta todos os comprimentos de ondas
(bolométrica) ou somente a luz visível (visual)
Magnitudes
absolutas
É a magnitude aparente
que a estrela teria
se estivesse a d = 10 pc
1
2
3
d
4
d
5
d
d
6
d
d
d = 10 pc = 32,7 AL
Luminosidade de uma estrela
É a quantidade de energia
emitida pela estrela
em um segundo.
Estrela
d
abertura A
É uma grandeza medida aqui
na Terra, mas proporcional
ao valor emitido pela estrela:
Filtro
Lestrela
L

A
2
Terra 4d
Fotômetro
A luminosidade medida no telescópio é
proporcional ao brilho:
m
bm  b0 2.512
m
Lm  L0 2.512
Relação entre as magnitudes
Se uma estrela tem magnitude aparente m e magnitude
absoluta M, a que distância está da Terra?
m
Ld  L0 2.512
M
L10  L0 2.512
Mas,
Ld
10 2
( )
L10
d
Ld
M m
 2.512
L10
m  M  5(logd  1)
ou
d  10
m M 5
5
Exemplo: Sol
magnitude aparente: - 26.7
distância: 150.000.000 Km = 0.00000485 parsec
M  m  5(logd  1)  26.7  5(log0.00000485 1)  4.87
Por isso o Sol é uma estrela de quinta grandeza.
Outro exemplo: alfa centauro
distância: 1.32 parsecs
La
 2.5124.87  4.39  1.6
L
M  4.39
1.6 vezes mais brilhante que o Sol
magnitude aparente: - 0.01
(hipotéticamente, ambas a 10 pc)
Diâmetro estelar
Corpo Negro
Absorve toda
a energia que
possa incidir
sobre ele.
Stefan Boltzmann:
Luminosidade
da
estrela
Corpo
Negro
Emite o máximo
de energia em
todos os
comprimentos
de onda
para uma dada
temperatura.
energia/(área  tempo)  T 4
Lestrela  4R T
2
4
Recapitulando
De medidas de paralaxe, sabemos d
Medimos m com fotômetro
Usando
De
m  M  5(logd  1)
L
L
De
 m m
 2.512
L  4R 2T 4
Sabemos que
Tipicamente,
calculamos M
+
L  4  10
4
26
calculamos L
T (espectro) achamos R
J /s
10 L  L  10 L
5
Fluxo
Lei de Stefan - Boltzmann
7000 K
4000 K
F=T4
Comprimento
de onda
Espectro de uma estrela
No Laboratório
Gás Hidrogênio
Hidrogênio!
Catálogo de espectros
Contínuo
H
He
Li
.
.
Fe
Classificação espectral
Quente
Fria
O
B
A
F
G
K
M
60.000 K
30.000 K
9.500 K
7.200 K
6.000 K
5.250 K
3.850 K
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me !
Esfera celeste
Em uma noite de céu limpo podemos ver, a olho nu,
milhares de estrelas. Como não temos a noção de distância
que elas se encontram, nos parece que todas estão
encrustadas numa mesma esfera imaginária, denominada
esfera celeste.
A esfera celeste está centrada na Terra. Se
prolongarmos o eixo imaginário de rotação da Terra até a
esfera celeste poderemos definir os Pólo Celeste Sul e
Norte, conforme ilustra o slide. Analogamente, também
definimos o Equador Celeste como uma extensão do
Equador terrestre à esfera celeste.
Constelações
Em um exercício simples de imaginação e criatividade
podemos visualizar objetos e animais ao unirmos por linhas
imaginárias certos conjuntos de estrelas. Denominados de
constelações, esses conjuntos nos auxilia a localizar regiões
na esfera celeste ou determinadas estrelas. Por exemplo, é
fácil se referir a estrela mais brilhante da constelação do
Cruzeiro do Sul, um conjunto típico de estrelas do Hemisfério
Sul em formato de cruz.
Com o tempo muitas constelações foram imaginadas,
desde aquelas com formato de escorpião, ou navio, ou
formato humano. Na mitologia grega as constelações são
personagens de uma estória muito criativa, em que, por
exemplo, um caçador (Órion) com seu cão (Cão Maior)
fogem de um escorpião (Escorpião).
A noção de constelação nos dias de hoje é um pouco
diferente. A esfera celeste foi dividida em 88 regiões, cada
uma sendo uma constelação. Procurou-se manter a forma
original das constelações existentes no passado, havendo
poucas mudanças no número de estrelas de uma ou outra
constelação.
Para cada constelação convencionou-se que a estrela
mais brilhante será denominada de alfa; a segunda mais
brilhante de beta, e etc. Assim, por exemplo, na constelação
de Órion, o caçador, a estrela chamada Betelgeuse é a mais
brilhante e pode ser denominada de alfa de Órion; Rigel, a
segunda mais brilhante, é a beta de Órion.
As três estrelas centrais da constelação de Órion,
Mintaka, Alnilan e Alnitaka, são popularmente conhecidas
por Três Marias.
Mas será que as estrelas de uma mesma
constelação estão próximas entre si? Não. É apenas
uma impressão nossa que elas estejam, pois ao olharmos
para o céu não temos noção de profundidade. Por exemplo,
quando olhamos para Órion não imaginamos que cada
estrela esteja tão longe uma da outra.
Veja que a estrela mais brilhante de uma
constelação não significa que seja a mais próxima de
nós. Por exemplo, alfa de Órion (Betelgeuse) não é a mais
próxima de nós; gama de Órion (Bellatrix) é a mais próxima.
Assim, brilho e distância não estão correlacionados.
Neste slide você pode ver a que distância se
encontram as estrelas da constelação da Ursa Maior,
embora nós a vejamos na esfera celeste como um conjunto
de estrelas aparentemente próximas uma das outras. A
unidade ano-luz é a distância que a luz caminha em um ano
e corresponde aproximadamente a nove milhões de milhões
de kilômetros.
Como sabemos a Terra gira ao redor do Sol em seu
movimento anual. Daqui da Terra nos parece que é o Sol que
gira ao nosso redor. Isso causa um movimento aparente do
Sol em relação às estrelas, que é difícil de perceber já que
quando o Sol está presente (de dia) não vemos outras
estrelas e quando vemos as estrelas (a noite) não vemos o
Sol. Há uma maneira, no entanto, bem simples de se
observar esse movimento aparente do Sol. Anote, durante um
ano, qual a constelação que você vê assim que o Sol se põe.
A seqüência de slides ilustra o que você vai ver.
As constelações em que o Sol passa durante o ano
são denominadas de zodiacais, ou de signos do zodíaco.
Como exemplo, temos escorpião, sagitário, peixes, etc.
Os planetas descrevem órbitas em torno do Sol que
não se desviam muito do plano da eclítica. Sendo assim,
todos os planetas são achados sempre próximas às
constelações zodiacais. Você já ouviu a frase Júpiter está
na case de sagitário? Parece astrologia, mas é astronomia.
O movimento de rotação da Terra em torno de seu eixo
imaginário, com período de 1 dia, é responsável pelo
movimento diário da esfera celeste: nós vemos as estrelas
girarem de leste para oeste, uma vez que a Terra gira de
oeste para leste. Uma fotografia de longa exposição da
região próxima a um dos pólos revela um arco de círculo para
cada estrela, cujo comprimento é proporcional ao tempo de
exposição do filme. A intensidade de cada arco é proporcional
ao brilho da estrela.
Do filme observamos que certas estrelas podem ser
vistas durante as 24 horas do dia, se não fossem
ofuscadas pelo Sol; elas são chamadas de circunpolares.
Já outras nascem no lado leste e se põem no lado oeste, não
sendo visíveis todo o tempo de um dia.
Uma vez que o movimento das estrelas é sempre de
leste para oeste, ele é horário para um observador olhando
para o pólo Sul,
e antihorário para um observador
ohando para o pólo Norte.
Os próximos cinco slides ilustram como são os
movimentos das estrelas na esfera celeste para diferentes
observadores na Terra. Veja, em particular, como o
movimento visto nos pólos
ou no equador
diferem
bastante desse que estamos acostumados aqui no Sul
Observe também que para um observador no equador
não há estrelas circumpolares, enquanto para um observador
em um dos polos todas as estrelas que ele consegue ver (as
que estão em seu hemisfério) são circumpolares.
Sistemas de Referência
A noção de constelação é bastante útil para se localizar
tanto estrelas como qualquer outro astro. Se eu disser a você
que Marte está próximo da estrela alfa da constelação do
escorpião você saberá achá-lo. Uma das primeiras idéias para
se localizar um astro na esfera celeste foi a dos epciclos, que
dava a posição dos planetas com razoável precisão.
No entanto, para localizar com boa precisão um
astro vamos lançar mão de sistemas de referência, tal qual
em matemática ou física quando queremos localizar um ponto
material. A primeira providência é definir onde vamos colocar
a origem desse sistema de referência. Por exemplo, podemos
colocá-la na superfície da Terra, sistema topocêntrico, ou no
centro da Terra, sistema geocêntrico, ou no centro do Sol,
sistema geocêntrico, ou ainda no centro de massa Terra-Sol,
sistema baricêntrico.
Sistema Geocêntrico
Primeiramente vamos recordar como localizamos
pontos sobre a superfície terrestre. Só precisamos de duas
coordenadas, por exemplo, os ângulos denominados de
latitude, j, e longitude, l, definidos conforme ilustração.
Convenciona-se que as latitudes sul sejam negativas.
Qual a latitude do Pólo Sul? Ele fica a 90° da linha do
equador, e ao Sul, logo,  = -90° . E do Pólo Norte? Qual a
latitude de uma cidade situada sobre a linha do equador?
Como achar a latitude da minha cidade? Pelo slide
você pode ver que a latitude de sua cidade é igual ao
ângulo que o pólo faz com o horizonte em sua cidade. Ao
Sul (Norte) a latitude é o negativo (positivo) desse ângulo. A
latitude também é o ângulo do ponto zenital (ponto bem
acima de nossas cabeças; z no slide) medido sobre o
meridiano local e contado a partir do Equador.
As latitudes do Trópico de Capricórnio e do Círculo
Polar Antártico estão deduzidas no slide
Já para o Trópico de Câncer e para o Círculo Polar
Ártico estão deduzidas nesse slide
Sistema Equatorial de
Coordenadas
Para localizar um astro na esfera celeste procedemos
de forma similar aquela de determinar um ponto sobre a
superfície terrestre. Também precisamos somente de dois
ângulos, já que imaginamos todos os astros encrustados
numa única esfera, a esfera celeste. Um dos ângulos, a,
denominado de ascenção reta, é similar à longitude, e é
medido ao longo do Equador Celeste. O outro ângulo, d,
denominado de declinação, é análogo à latitude, e é medido
ao longo do meridiano celeste que passa pelo ponto a ser
localizado e se origina no Equador celeste. Esse é o sistema
Equatorial de Coordenadas.
A longitude é medida a partir do meridiano que passa
por Greenwich. Mas a partir de que origem medimos a
ascenção reta?
O ângulo ascenção reta é medido ao longo do
Equador Celeste e tem sua origem no ponto g, que é o
cruzamento do Equador Celeste com a Eclítica. Também
chamado de ponto Vernal, é o ponto no Equador Celeste
onde o Sol está trocando de hemisfério, ou seja, é um
equinócio. Por convenção, foi escolhido o equinócio de
primavera para o hemisfério Norte. Atualmente este ponto
está na constelação de peixes.
A ascenção reta é sempre medida de leste para oeste
(isto é, no sentido de rotação do Sol quando visto da Terra).
Usualmente mede-se a ascenção reta não em graus, mas em
horas, minutos e segundos. A conversão é simples: 24 horas
corresponde a 360°, logo, a cada 15 graus temos 1 hora, etc.
Por exemplo, a estrela a-centauro (a primeira estrela depois
h
m
do Sol) está localizada nas coordenadas a = 14 38 e d =
 60 46' . Isso significa que ela está no hemisfério celeste sul,
a 60 46' abaixo do equador celeste e a 210,63° do ponto
Vernal.
Procure responder as seguintes perguntas: qual é a
declinação de uma estrela localizada bem no pólo Sul? E no
pólo Norte? E se ela estiver no Equador celeste?
Astros como Sol, Lua e os planetas também podem ser
localizados através da declinação e da ascenção reta, mas
como eles estão bem próximos da Terra (em comparação com
as estrelas) seus movimentos próprios são perceptíveis e
assim tanto a como d mudam dia após dia. Somente astros
muito distantes, como as estrelas, possuem a e d constantes,
ou seja, movem-se juntos com a esfera celeste.
Você se lembra da precessão do eixo de rotação da
Terra? Pois bem, o bamboleio desse eixo corresponde a um
bamboleio do plano do equador celeste (lembre-se que o
equador é perpendicular ao eixo de rotação) e, portanto, o
ponto g não está fixo no espaço, mas executa um
movimento circular com período igual ao da precessão,
26.000 anos. Isso altera lentamente o valor de a, que assim
deve ser atualizado de tempos em tempos.
Esse
bamboleio também é responsável pela mudança com o tempo
da estrela próxima ao eixo de rotação da Terra; atualmente
essa estrela é a a da constelação da Ursa Menor.
N
A
O
z
L
Sistema Horizontal de
Coordenadas
S Dentre
muitos outros sistemas de coordenadas
estudaremos apenas mais um, o sistema horizontal, assim
chamado pois utiliza o horizonte do observador como uma
referência para se medir a posição de um astro.
Zênite é o ponto na esfera celeste exatamente sobre a
cabeça do observador. Imagine agora um arco de círculo,
sobre a esfera celeste, saindo do zênite, passando pelo astro
que queremos localizar e terminando no horizonte (no chão).
Esse é o chamado círculo vertical do astro. O ângulo h
entre o horizonte e o astro é denominado de altura do astro.
Se o astro estiver acima (abaixo) do horizonte do observador,
por convenção, h é positivo (negativo). O ângulo A medido
sobre o horizonte desde o Norte, na direção Leste, até o
círculo vertical do astro é denominado de azimute do astro.
O termo espessura aqui quer dizer que as estrelas
não estão todas encrustadas numa casca esférica, a esfera
celeste, como imaginavam os gregos antigos, mas na
verdade estão distribuidas no espaço, como ilustra o slide
para o caso da constelação de Órion.
Como, então, saber se uma estrela está mais longe
ou mais perto de nós? Pelo seu brilho não é possível, já que
uma estrela intrinsicamente muito luminosa mas distante vai
nos parecer com brilho tão fraco quanto uma perto de nós
porém intrinsicamente pouco luminosa.
Cada estrela tem um brilho e isso se deve a dois
fatores: sua distância até nós e quão intrinsicamente
luminosa a própria estrela é. Quanto mais luminosa ela for e
quanto mais perto estiver, mais brilhante ela nos parecerá.
Como é um efeito aparente, falamos de brilho aparente. A
luminosidade, por sua vez, é uma grandeza intrínsica à
estrela.
Hiparco (160-127 a.c.) fez a primeira tentativa de se
associar um número ao brilho aparente de um astro. Dividiu
as principais estrelas em seis classes, sendo a primeira classe
daquelas mais brilhantes, denominadas de estrelas com
magnitude aparente 1; um pouco menos brilhante seria da
segunda classe, com magnitude aparente 2, e assim por
diante, até o limite visual com magnitude aparente 6. Veja que
quanto maior a magnitude, menos brilhante é a estrela.
Para se criar uma escala convencionou-se que o brilho
de um astro de magnitude 1 é 100 vezes maior que o brilho de
um com magnitude 6. Isso corresponde aproximadamente ao
que Hiparco subjetivamente criou, mas estabelece um
critério quantitativo. Se de 6 a 1 o brilho cresce de 100 vezes,
então de 6 para 5 quanto cresce? Resposta: cresce 2.512
vezes. Quanto cresce de 6 para 4? cresce 2.512 * 2.512=6.31.
Hoje em dia a magnitude aparente é medida por
instrumentos como fotômetro, previamente calibrados para
esse tipo de medida, e por isso não é restrita a números
inteiros e nem vai somente de 1 a 6. Na tabela você pode ter
uma comparação entre as magnitudes de vários astros; veja
que os mais brilhantes, como o Sol ou a Lua, tem magnitudes
aparentes negativas.
Visto que a magnitude aparente não nos diz
exatamente se uma estrela é mais luminosa que outra, já
que não sabemos qual está mais distante, os astrônomos
definem o que se chama magnitude absoluta, que é a
magnitude que a estrela teria se estivesse a uma
distância padrão escolhida ser de 10 pc, ou 32.7 anosluz. Por exemplo, o Sol tem magnitude aparente -26.7, mas
se colocado hipoteticamente a 10 pc sua magnitude, agora
chamada de absoluta, seria de 4.87. Isso permite saber
qual estrela é mais luminosa, uma vez que a magnitude
absoluta coloca todas as estrelas na mesma distância (ou
na mesma esfera celeste). A estrela alfa-centauro tem
magnitude absoluta 4.39, logo, é mais luminosa que nosso
Sol, embora ela tenha magnitude aparente -0.01
A magnitude absoluta está relacionada com uma
grandeza intrínsica da estrela, sua luminosidade, que é a
quantidade
de
energia
na
forma
de
ondas
eletromagnéticas emitida a cada segundo pela estrela. É
a potência irradiada pela estrela e mede-se em
Joules/segundo ou Watts (da mesma forma que se atribui a
uma lâmpada um certa potência ao emitir luz). A energia
emitida por uma estrela não se perde mas se dilui numa
esfera que se propaga pelo espaço. A cada metro quadrado
dessa esfera existe uma densidade de energia igual a razão
entre a luminosidade da estrela e a área da esfera.
Multiplicando essa densidade pela área de abertura do
telescópio teremos a luminosidade medida aqui na Terra.
Veja, então, como a luminosidade medida é inversamente
proporcional ao quadrado da distância até a estrela.
Essa luminosidade medida aqui na Terra está
relacionada ao brilho da estrela pela fórmula do slide.
Como determinar a luminosidade de uma estrela? A lei
de Stefan-Boltzmann diz que um corpo do tipo estelar (na
verdade um corpo denominado negro, mas que não é
necessariamente de cor negra) emite por metro quadrado e
a cada segundo uma quantidade de energia proporcional
a sua temperatura elevada a quarta potência; isso é o
fluxo de energia do corpo. Como luminosidade é a
quantidade de energia emitida por segundo, para encontrá-la
basta multiplicar o fluxo pela área do corpo emissor, em
nosso caso a área da estrela.
Na prática, do conhecimento da magnitude aparente e
da distância até o astro calculamos sua luminosidade. Se
soubermos sua temperatura seremos capazes de achar seu
raio. Mas como sabemos a temperatura de uma estrela? Isso
é feito determinando-se a curva de Planck da estrela, que
mede o fluxo de energia em cada parte do espectro das
ondas eletromagnéticas. Para cada curva existe uma única
temperatura associada.