1. Sobre a atribuição para poder votar em perguntas e respostas, essa atribuição a cada utilizador do Astronomia Q&A cabe ao owner (João Clérigo). Eu não tenho poderes administrativos para poder fazer isso.
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2. Sobre a segunda pergunta, também é possível com as outras estrelas. Dou seguidamente uma ideia geral.
O comprimento de onda correspondente à máxima emissividade está ligado à temperatura absoluta pela lei de Wien:
https://pt.wikipedia.org/wiki/Lei_de_Wien
A potência emitida pela estrela, por vezes chamada luminosidade, é função da área da superfície da estrela e da sua temperatura absoluta, segundo a lei de Stefan-Boltzmann (*):
https://en.wikipedia.org/wiki/Stefan%E2%80%93Boltzmann_law
A potência emitida por duas estrelas pode ser relacionada pela equação de Pogson(**), comparando o Sol (de potência/luminosidade conhecida) com a estrela em questão, tomando como ponto de partida as magnitudes absolutas (M) do Sol (+4,6) e da estrela em questão. Sobre a equação de Pogson, veja este artigo:
http://gazetadefisica.spf.pt/magazine/article/827/pdf
Para relacionar a magnitude aparente e a magnitude absoluta, para cada estrela, utiliza-se o módulo de distância:
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/D/Distance+Modulus
https://lco.global/spacebook/what-is-distance-modulus/
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(*) Segundo a Lei de Stefan-Boltzmann, P = e A (sigma) T 4
P é a potência emitida (energia por segundo); e é a emissividade, que nas estrelas se pode considerar igual a 1; A a área da superfície radiante da estrela A = 4 Pi R2, considerando a estrela como uma esfera de raio R (escrevi "Pi" por não ter aqui a letra grega adequada); "sigma" é a constante de Stefan-Boltzmann (escrevi sigma e não a letra grega do mesmo nome, por não a ter aqui disponível para inserir). E T é a temperatura absoluta da superfície emissora.
Sigma = 5,67x10–8 (W/m2)/K4.
Para o Sol:
P = 3,846x1026 W.
T = 5778 K
Daqui pode-se, por exemplo, obter área da superfície do Sol e, seguidamente, por ser A=4xPixR2, obter a medida do raio do Sol. Se fizer as contas, obterá muito perto de 700 000 km, que é o raio do Sol obtido por outros métodos, o que mostra que os cálculos são consistentes entre si.
Fazendo as contas:
3,846x1026=4xPixR2x5,67x10–8x57784
Sendo Pi = 3,1416, e explicitando R2, dá depois R=690 452 km, aproximação excelente tendo em conta os números arredondados que utilizei.
Fazendo os cálculos ao contrário, também com a equação de Stefan-Boltzmann, ou seja, para, sabendo R (e consequentemente A) obter P, obter-se-á um valor próximo de 3,846 x 10 26 W, valor concordante com a potência solar obtida pelo método implícito na primeira resposta
à sua pergunta inicial. Empreguei aqui várias vezes o termo "potência solar" por comodidade expositiva. O termo correcto é fluxo radiante (potência emitida sob a forma de fotões), que se mede em watts (unidade de potência).
(**) Ou por meio da equação de Stefan-Boltzmann. Veja este interessante video explicativo:
https://www.youtube.com/watch?v=FnFkb5Dw5-A
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3. O conceito de constante solar (energia recebida na Terra por unidade de tempo e de área, colocada perpendicularmente à radiação solar) poderá, havendo dispositivos sensores com a sensibilidade suficiente, ser extensivo para outras estrelas; os sensores não terão um metro quadrado (obviamente!), mas pode-se fazer a correspondente extrapolação. O método, porém só poderá ser aplicado às estrelas mais brilhantes (menor magnitude aparente).
GA