Esta relação pode ser expressa matematicamente pela fórmula: m = M + 5 log r(pc) -5, onde m e M são as magnitudes aparente e absoluta da estrela, respectivamente, e r(pc) sua distância a nós em parsecs.
É uma medida do brilho que um objeto astronômico teria se estivesse a uma distância fixa de 10 parsecs sem absorção interestelar. O Sol, por exemplo, teria uma magnitude absoluta no filtro V igual a +4,8.
Brilho absoluto a distância a que o astro se encontra do observador, o factor 10 aparece por considerarmos uma distância padrão de 10 parsec e os quadrados aparecem por o fluxo observado ser proporcional ao inverso do quadrado da distância.
Em astronomia, luminosidade é a quantidade de energia que um corpo irradia em uma unidade de tempo. Ela é tipicamente expressa em unidades de watts ou em termos da Luminosidade solar, Lsol. Neste caso, ela é a quantidade de energia que o objeto irradia comparada com a do Sol, cuja luminosidade é 3,827×1026 Watt.
Medimos a cor de uma estrela por um instrumento chamado fotômetro fotoelétrico. Isso envolve passar a luz por diferentes filtros e encontrar a quantidade que passa por cada filtro. As medições do fotômetro são convertidas em temperatura, utilizando uma escala padrão.
Sabendo que a é a luminosidade do sol, substituimos os valores na fórmula: Portanto, o raio desta estrela é 8018,42 km.
Cefeidas são estrelas gigantes ou supergigantes amarela cuja luminosidade varia de 0,1 a 2 magnitudes segundo um período bem definido, compreendido entre 1 e 100 dias. Uma cefeida deve sua energia luminosa às reações de fusão nuclear que, na sua região central, transformam o hélio em carbono.
As cefeidas são estrelas supergigantes, muito mais luminosas do que o Sol, que estão em uma fase da vida em que são instáveis aumentando e diminuindo periodicamente o seu tamanho e sua temperaturara superficial, o que faz com que sua luminosidade também varie. Por isso são chamadas variáveis pulsantes.
Astronovas - Estrelas. base da medição de distâncias extragalácticas. assim o padrão para a medição de distâncias para além da Via-Láctea.
Os astrônomos medem o ângulo de paralaxe, medindo a posição de uma estrela de uma posição da Terra em sua órbita, e medir novamente seis meses depois, quando a Terra está do outro lado do Sol. Além disso, o astro está próximo sobre o ângulo de paralaxe é grande. Este ângulo dá-nos directamente a distância da estrela.
O parsec é uma unidade usada para medir distâncias entre corpos celestes muito distantes do Sistema Solar e equivale a 3,084.
Tabela de Parsecs em Anos-luz
O coulomb é, portanto, uma unidade de ordem de grandeza elevada para exprimir quantidades de cargas estáticas e utilizam-se geralmente seus sub-múltiplos microcoulomb (μC) ou nanocoulomb (nC).