Para nós, as estrelas são apenas um grupo de pontos cintilantes no céu, mas você já imaginou que tudo os cientistas sabem sobre o universo vem “apenas” da observação da luz das estrelas?
Pela luz que chega até nós, eles sabem a temperatura e a composição, por exemplo, mesmo elas estando a bilhões e bilhões de quilômetros de distância!
Parece uma missão saída da ficção científica, mas a metrologia possui ferramentas extraordinárias para responder a essa questão com uma precisão impressionante.
Vamos desvendar como a espectroscopia, a radiação de corpo negro e os satélites infravermelhos nos permitem medir a distância de estrelas e planetas.
A assinatura da luz: espectroscopia
Toda a luz, que chega até nós de um astro, carrega em si uma espécie de “impressão digital” química. A espectroscopia é a técnica que nos permite ler essa assinatura e, consequentemente, sabermos mais sobre os astros.
Parecido com a forma como um prisma decompõe a luz solar branca num arco-íris, os espectrógrafos nos telescópios separam a luz de uma estrela em seu espectro de cores. Contudo, esse espectro não é perfeitamente contínuo.
Ele é marcado por linhas escuras que são conhecidas como linhas de absorção, e às vezes por linhas brilhantes, as linhas de emissão.
Cada elemento químico, quando aquecido, absorve ou emite luz em comprimentos de onda muito específicos, sendo assim, característicos desses elementos. A intensidade e a largura dessas linhas, no entanto, são extremamente sensíveis à temperatura.
Por exemplo, linhas de hélio ionizado só aparecem em estrelas extremamente quentes, enquanto moléculas como o óxido de titânio só sobrevivem nas atmosferas das estrelas mais frias.
Ao analisar esse padrão, os cientistas criaram uma classificação espectral — O, B, A, F, G, K, M — que é, fundamentalmente, uma sequência de temperatura, indo das estrelas mais quentes (azuis, tipo O) às mais frias (vermelhas, tipo M).
O brilho do calor: radiação de corpo negro
Tratar uma estrela como um corpo negro, é uma outra forma muito útil de medir sua temperatura.
Na física, um corpo negro é um objeto teórico ideal que absorve toda a radiação que incide sobre ele e, ao ser aquecido, emite radiação térmica de uma forma perfeitamente previsível. Estrelas são uma excelente aproximação de um corpo negro.
A Lei de Wien, um princípio fundamental na física térmica e na radiação de corpo negro. Essa lei estabelece uma relação direta entre a temperatura de um corpo negro e o comprimento de onda em que ele emite a maior parte de sua luz.
A lei é simples: quanto mais quente o objeto, menor o comprimento de onda do pico de emissão.
Essa relação implica diretamente na cor da estrela. Estrelas muito quentes, com temperaturas acima de 10.000 Kelvin, têm seu pico de emissão na faixa do azul ou ultravioleta.
Já estrelas mais frias, como o nosso Sol (cerca de 5.800 K), têm seu pico no espectro visível (amarelo-verde), e estrelas ainda mais frias, abaixo de 3.500 K, brilham com mais intensidade no vermelho ou infravermelho.
Assim, a cor de uma estrela é um indicador direto de sua temperatura superficial.
| Tipo Espectral | Cor Aparente | Faixa de Temperatura (Kelvin) |
| O | Azul | > 30.000 K |
| B | Branco Azulado | 10.000 – 30.000 K |
| A | Branco | 7.500 – 10.000 K |
| F | Branco Amarelado | 6.000 – 7.500 K |
| G | Amarelo | 5.200 – 6.000 K |
| K | Laranja | 3.700 – 5.200 K |
| M | Vermelho | 2.400 – 3.700 K |
Olhos no céu: satélites infravermelhos
Falamos sobre as estrelas que emitem muita radiação em função de suas altas temperaturas, mas e quanto aos astros que quase não emitem luz visível? Para eles, a chave é a astronomia infravermelha.
A maior parte da radiação térmica de corpos mais frios é gerada em comprimentos de onda infravermelhos. O problema é que o vapor d’água em nossa atmosfera bloqueia a maior parte dessa luz, tornando a observação a partir do solo muito difícil. A solução é ir para o espaço.
Telescópios espaciais como o Telescópio Espacial James Webb (JWST) são projetados especificamente para capturar essa luz infravermelha.
Operando a temperaturas criogênicas para não interferir em suas próprias medições, o JWST pode medir a fraca emissão térmica de exoplanetas. Um exemplo notável foi a medição da temperatura do planeta rochoso TRAPPIST-1 b.
Usando uma técnica chamada fotometria de eclipse secundário — medindo a minúscula diminuição de brilho quando o planeta passa por trás de sua estrela — os cientistas calcularam a luz infravermelha emitida apenas pelo planeta.
O resultado indicou uma temperatura de cerca de 230°C no lado diurno, sugerindo a ausência de uma atmosfera significativa para redistribuir o calor.
Ao combinar essas técnicas, os astrônomos conseguem montar um quadro detalhado do universo, medindo com confiança as temperaturas de objetos a anos-luz de distância.
A luz, em suas múltiplas cores e formas, é a portadora final das mensagens do nosso universo, e a metrologia nos deu as ferramentas para traduzir suas histórias.
Saiba mais!
Ouça o nosso podcast: A cor tem temperatura.
Veja o vídeo A escala Celsius de hoje é diferente da inventada pelo próprio Celsius.
Fontes
Centro de Ciência Viva do Algarve. (2023). Webb mede a temperatura de um exoplaneta rochoso
Capa. Fonte: https://images.newscientist.com/wp-content/uploads/2020/08/19163900/credit_irina-dmitrienko-_-alamy.jpg
