Brillo (astronomía)

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En astronomía , el brillo o brillo bolométrico [1] (o absoluto) es la cantidad de energía electromagnética que emite una estrella por unidad de tiempo , es decir, su potencia . Por tanto, se mide en vatios , en erg / segundo o en brillo solar . [2]

Radiación emitida

Todas las estrellas irradian en una amplia gama de frecuencias del espectro electromagnético , desde ondas de radio hasta rayos gamma de alta energía. Una estrella que emite principalmente en la región ultravioleta del espectro produce una mayor cantidad total de energía que una estrella que emite principalmente en el infrarrojo del mismo tamaño. Generalmente cuando hablamos de brillo sin más especificaciones nos referimos a la potencia total que emite una estrella, en todo el espectro.

En astronomía hablamos de brillo en una determinada banda espectral (por ejemplo, brillo en B, brillo en V, etc.) cuando consideramos solo la potencia emitida en un determinado rango fijo de frecuencias, que suele corresponder a la seleccionada por un determinado filtro fotométrico .

Planck cuantificó la relación entre frecuencia y energía como

Dónde está es la frecuencia, La educación constante de Planck la energía del fotón en julios ( J ).

En otras palabras, las energías más altas corresponden a longitudes de onda más cortas (y por lo tanto a frecuencias más altas).

Por ejemplo, una longitud de onda lambda ( ) = 10 metros, pertenece a la región de radio del espectro electromagnético y corresponde a una frecuencia

(donde 1 MHz = 10 6 Hz )

Dónde está es la velocidad de la luz .

La energía del fotón es

.

Por el contrario, la luz visible tiene longitudes de onda mucho más cortas y frecuencias mucho más altas. Un fotón con longitud de onda. λ = 500 × 10 −9 m (más o menos en verde) tiene una energía E = 3.975 × 10 −19 J , más de mil millones de veces mayor que la energía de un fotón de radio. De manera similar, un fotón de luz roja (longitud de onda λ = 700 nm ) tiene menos energía que un fotón de luz violeta (longitud de onda λ = 400 nm ).

El brillo de una estrella depende tanto de la temperatura como de la superficie. Esto tiene sentido porque un tronco ardiendo irradia más energía que un fósforo, aunque ambos tienen la misma temperatura. Del mismo modo, una barra de hierro calentada 2 000 ° C emite más energía que cuando se calienta a unos 200 ° C.

El brillo es una cantidad fundamental en astronomía y astrofísica. Mucho de lo que se sabe sobre los cuerpos celestes se ha aprendido analizando su luz. La razón es que los procesos físicos que ocurren en las estrellas son en su mayoría registrados y transmitidos por la luz.

Cálculo de brillo para simetrías esféricas.

En la mayoría de los casos, el objeto de estudio es aproximado a una esfera. En este caso, el brillo se puede definir a partir de la densidad de flujo :

Dónde está es la frecuencia , es el brillo relativo a la frecuencia (llamado brillo monocromático ) e es el radio de la esfera con el que se aproxima el volumen del objeto.

Por lo tanto, el brillo monocromático se mantiene:

Finalmente, el brillo total (o bolométrico) se puede obtener simplemente integrando el brillo monocromático en todas las frecuencias:

Nota

  1. ^ Cantidad medible por Bolometer , en Wikipedia , 9 de enero de 2021. Consultado el 5 de febrero de 2021 .
  2. ^ Unidad de medida que establece el brillo del sol en 1 .

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