Cor e Temperatura Estelar

A distribuição de radiação emitida por um corpo negro perfeito é chamada de Radiação do Corpo Negro (porque a distribuição de radiação é independente de que material o corpo é feito). A distribuição é caracterizada por uma função de Planck, expressa matematicamente como:
As estrelas têm uma distribuição de radiação caracterizada principalmente por esta fórmula, já que a temperatura é o fator dominante. Nesta experiência, acoplamos a distribuição de radiação representada por esta equação e o cálculo da fotometria diretamente na curva, para demonstrar empiricamente a relação entre a cor de uma estrela e sua temperatura.
Os botões chamados Red (vermelho), Visual e Blue (azul) calculam a integração sob a curva entre as linhas retangulares indicadas. Estas linhas correspondem aproximadamente à banda passante dos filtros usados nos observatórios para medir a cor das estrelas.

Radiação de Corpo Negro e Temperatura Estelar

O espectro está plotado entre 2000 Å e 1,2 microns (12 000 Å) Instrução: Comece colocando o termômetro da direita (vermelho) a uma temperatura de cerca de 8 000 graus K (coloque o mouse no retângulo e desloque para cima até alcançar 8000). A distribuição de radiação para esta temperatura será plotada em vermelho. Clique no botão Red. Os limites do filtro vermelho são indicados e a área correspondente é calculada (em unidades arbitrárias). Agora clique no botão Blue e a banda passante azul é plotada e a razão entre os fluxos B sobre R será indicada. Este procedimento pode ser repetido para o filtro Visual e as razões entre os fluxos será indicada.
Agora mude a temperatura de 8 000K para 4 000K deixando os filtros selecionados. Note como as razões dos fluxos mudam.
Usando este programa é possível notar a relação entre as cores, especificamente as razões BVR em função da temperatura.

Energia Total Emitida e Temperatura

Agora comparamos duas estrelas de raios identicos e temperaturas diferentes para entender a dependência com T⁴ da energia total emitida. A área sob a curva é a energia total emitida. Coloque o termômetro vermelho a 10 000 K e o termômetro preto a 5 000 K. Você pode ver que a área sob a curva vermelha é muito maior que a área sob a curva preta. Repita o experimento a 6000K e 3000K, por exemplo.


O espectro está plotado entre 1000 Å e 3 microns (30 000 Å) Explorando o Ultravioleta No gráfico abaixo, somente a região espectral entre 1000 e 3000 Å está plotada. Coloque o termômetro vermelho a 10 000 K e o preto a 6 000 K e compare a diferença entre a radiação UV emitida. Agora mude o termômetro preto para 3000 K. Porque sua emissão UV é praticamente nula comparada com a estrela a 10 000 K?
1000 a 3000 Å
Explorando o Infravermelho Abaixo somente a região espectral entre 1,0 e 3,0 microns está plotada. Novamente coloque o termômetro vermelho em 10 000 K e o preto a 6 000 K e compare as diferenças na quantidade de radiação infravermelha que é emitida. Agora mude o termômetro para 3 000 K. Porque ainda há mais radiação infravermelha emitida pela estrela mais quente?
10 000 a 30 000 Å