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Murillo C. S. Fonseca* murillofonseca@outlook.com * Graduado em Licenciatura em Matemática pela Universidade Estadual de Goiás e Especialista em Metodologia do Ensino e Aprendizagem da Matemática pela Faculdade Apogeu. Professor Efetivo da Rede Estadual de Educação de Mato Grosso. A EQUAÇÃO DE POGSON E A ESTIMATIVA DA DISTÂNCIA DE ESTRELAS EM RELAÇÃO À TERRA Considerações Iniciais Quem nunca parou um só instante para contemplar a beleza do céu em noite limpa, cravejada de estrelas? Distantes, elas nos parecem vagalumes celestiais, sinalizando o desconhecido; fogueiras siderais, iluminando o infinito. Todavia, embora longínquas, desde tempos imemoriais despertam fascinação na mente humana – de físicos a músicos, de astrônomos a poetas. Mesmo porque “Se as coisas são inatingíveis... ora! Não é motivo para não querê-las... Que tristes os caminhos, se não fora a presença distante das estrelas!” (Mario Quintana). Magnitude Absoluta e Magnitude Aparente de Estrelas O brilho das estrelas pode ser expresso por um sistema de magnitudes. No estudo delas, denomina-se magnitude a medida do brilho de uma estrela. A magnitude absoluta de uma estrela é a medida do brilho que essa estrela exibiria caso fosse observada de uma distância igual a 10 parsecs (1 parsec = 30 trilhões de quilômetros). Quanto mais brilhante o objeto celeste, menor sua magnitude absoluta. Assim, uma estrela A de magnitude absoluta -4 é mais brilhante do que uma estrela B de magnitude +6. Como a proporção é de 1/20, ou seja, cada unidade de magnitude corresponde a 20 vezes na intensidade do brilho, se as estrelas A e B pudessem ser vistas lado a lado de uma mesma distância, então constataríamos que A é 200 vezes (10 magnitudes = abs(-4) + (+6)) mais brilhante que B. A magnitude aparente de uma estrela, por outro lado, é o quão brilhante ela parece ser a olho nu. Essa magnitude não nos permite saber o brilho real da estrela, pois ela depende da distância em que o objeto se encontra, ao contrário da magnitude absoluta. Quanto maior a magnitude aparente, em módulo, mais próxima da Terra. Quanto menor o valor da magnitude aparente, mais brilhante é a estrela, vista da Terra. A magnitude aparente do Sol, por exemplo, é de -26,72. Da estrela Proxima Centauri, +11,13. O sistema antigo de magnitude aparente foi desenvolvido pelo astrônomo grego Hiparco, por volta de 150 a.C. Ele classificou as estrelas com magnitudes aparentes variando de 1 a 6, sendo 1 as mais brilhantes e 6 o as menos brilhantes. Portanto, o sistema de magnitude aparente é baseado no quão brilhante uma estrela se apresenta a olho nu. Com o aparecimento dos procedimentos de cálculo de distâncias astronômicas baseadas em paralaxe, Norman Robert Pogson (1829-1891) desenvolveu a noção de magnitude absoluta: a magnitude aparente que um astro teria se estivesse a 10 parsecs de distância de um observador na Terra. Pogson traduziu os resultados das suas pesquisas numa equação conhecida como Equação de Pogson, a qual relaciona a magnitude aparente (m), a magnitude absoluta (M) e a distância (D) de uma estrela: 5(log D – 1) = m – M, onde log é o logaritmo na base 10 e D é expresso em parsecs. Atualmente com as modernas técnicas de fotometria a escala de classificação da magnitude aparente de estrelas foi estendida para valores menores que 1 e maiores que 6. A Tabela 1 apresenta valores de magnitudes absoluta e aparente de algumas estrelas. Tabela 1. Magnitude absoluta e magnitude aparente. Estrela Magnitude Absoluta Magnitude Aparente Estrela Magnitude Absoluta Magnitude Aparente Achernar −2,77 +0,45 Gacrux −0,52 +1,64 Aldebaran −0,63 +0,87 Mintaka −4,99 +2,25 Alnilam −6,37 +1,70 Mirzam −4,10 +1,98 Alnitak −5,25 +1,70 Procyon +2,66 +0,38 Alphard −1,70 +1,98 Proxima Centauri +15,60 +11,13 Antares −5,28 +1,09 Rigel −6,69 +0,18 Arcturus −0,31 −0,05 Sirius A +1,42 −1,47 Becrux −3,42 +1,25 Sol +4,85 −26,72 Betelgeuse −4,29 +1,30 Spica −3,55 +0,98 Canopus −3,38 −0,74 Vega +0,58 +0,03 Fonte: <http://www.stellar-database.com>. Dedução da Equação de Pogson Consideremos o caso particular da Equação do Transporte Unidimensional 0 u u t x + = . Tomando u = D, t = m e x = M, obtemos: ( ) ( ), , 0D m M D m M m M + = . Se admitirmos ( ) ( ) ( )=D m,M X m T M , então ( ) = dT D m,M X M dM , ( ) = dX D m,M T m dm . Logo, 1 1 0+ = − = − = = dT dX dT dX dT dX X T X T K dM dm dM dm T dM X dm . Donde obtemos ( ) 11 1 1 1 ln ,−− = = − = − = − + = CKMdT K dT KdM dT KdM T KM C T M e e T dM T T bem como ( ) 22 1 1 1 ln .= = = = + = CKmdX K dX Kdm dX Kdm X Km C X m e e X dm X X Assim, ( ) ( )( ) ( )2 1 1 2 −− − − −= = = = = K m MC C C CKm KM Km KM Km KM Km KMD m,M e e e e e e e e Ce e Ce Ce , onde K e C são constantes cujos valores numéricos podem ser encontrados a partir da condição inicial do problema, dada por: ( ) ( ) ( ) ( ) ( )( ) 1 1 ln 10 ln 10 5 5 1 ,0 10 ln 10 , 10 10 . 5 − = = = = = m m M KmD m e Ce K C D m,M e Simplificando um pouco mais, encontramos a solução, a qual representa uma forma alternativa para a Equação de Pogson: ( ) ( ) 1 5 510 . − + = m M D m,M Estimativa da Distância de Estrelas em Relação à Terra por meio da Equação de Pogson Doravante, aplicaremos a Equação de Pogson ao cálculo da distância (em parsecs), em relação ao nosso planeta, das seguintes estrelas que constam da Tabela 1: Aldebaran, Betelgeuse e Sol. Para isso, usaremos os valores referentes às magnitudes aparente e absoluta exibidos na tabela em questão. É importante compreender que as distâncias calculadas são estimativas e, portanto, não correspondem às distâncias exatas. Aldebaran Aldebaran, ou Alpha Tauri, é a mais brilhante e principal estrela da constelação do Touro. Apresenta 1,7 vezes a massa solar e possui 38 vezes o volume do Sol. Sua superfície alaranjada arde a 3 738°C. Ela é a décima terceira estrela mais brilhante do céu com uma luminosidade 150 vezes superior à do Sol. Sua distância em relação à Terra é de aproximadamente ( ) ( )( ) 1 0,87 0,63 5 50,87 0,63 10 19,95 parsecs + − − + + − = =D , . Figura 1 – Constelação do Touro. Aldebaran (alaranjada) na parte inferior. Fonte: nasasearch.nasa.gov. Betelgeuse Betelgeuse, ou Alpha Orionis, é a segunda estrela mais brilhante na constelação de Orion. Sua massa é cerca de 14 vezes a massa do Sol e possui de 550 a 920 vezes o diâmetro solar. Betelgeuse é uma fornalha avermelhada que queima a 3 000 Kelvins (K). Ocupa a décima posição entre as estrelas mais brilhantes. Ela brilha o equivalente a 60 000 sóis. A distância entre essa estrela e a Terra é cerca de ( ) ( )( ) 1 1,30 4,29 5 51,30 4,29 10 131,22 parsecs + − − + + − = =D , . Figura 2 – Foto da atmosfera de Betelgeuse tirada pelo telescópio Hubble. Fonte: nasasearch.nasa.gov. Sol O Sol, a única estrela do nosso sistema, possui a massa de 1,989 × 1030 kg, 332 900 vezes maior que a da Terra, e o raio equatorial de 6,963×108 m. Sua superfície apresenta 5 778 K (13 600 000 K no núcleo) e sua luminosidade 3,846 × 1026 Watts (W). A luz solar demora cerca de 8 segundos para atingir a Terra, percorrendo uma distância de aproximadamente ( ) ( )( ) 1 26,72 4,85 5 -6526,72 4,85 10 4,85 10 parsecs − − + + − + = = D , , ou seja, cerca de 149 655 362 quilômetros (km). Figura 3 – Regiões ativas no Sol. Fonte: www.nasa.gov. Referências CULLEN, Michael R.; ZILL, Dennis G. Equações Diferenciais. – 3. ed. – São Paulo: Pearson Makron Books, 2001. FONSECA, Murillo C. S. Astrometria Estelar: Equação da Convecção Linear Aplicada ao Cálculo da Distância Estimada de Estrelas em Relação ao Planeta Terra. 2016. 35f. Trabalho de Conclusão de Curso (Especialização) – Faculdade Apogeu, Curso de Pós-GraduaçãoLato Sensu em Metodologia do Ensino e Aprendizagem de Matemática. Brasília, 2016. YAMASHITA, William Massayuki Sakaguchi. Introdução as Leis de Conservação e Aplicações. 2014. 49 f. Trabalho de Conclusão de Curso (Graduação) - Universidade Federal de Juiz de Fora, Instituto de Ciências Exatas, Departamento de Matemática. Juiz de Fora, 2014.
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