Classificação Espectral

Introdução à Astrofísica
Lição 17 – Classificação Espectral
INTRODUÇÃO À ASTROFÍSICA
LIÇÃO 18 – A CLASSIFICAÇÃO
ESPECTRAL
Em 1817, Fraunhofer já havia determinado que diferentes estrelas possuem
diferentes espectros. Como as estrelas são diferentes, surgiram as
classificações estelares, de modo a separar estrelas em determinados grupos.
A classificação de Harvard (O B A F G K M) é uma sequência de temperatura,
de modo que as estrelas de tipo O são as mais quentes e M as mais frias.
Dentro de cada uma dessas classes existem subdivisões que vão de 0 à 9. Um
dos catálogos estelares mais importantes possui a classificação de 200000
estrelas e é conhecido como catálogo de Henry Draper. Ainda usamos a
terminologia do número de entrada no catálogo Henry Draper. Por exemplo,
a estrela Betelgeuse é HD39801.
O entendimento a respeito dos átomos deram aos astrônomos um melhor
entendimento a respeito dos espectros estelares. As linhas de absorção de
um espectro são produzidas quando um átomo absorve um fóton com uma
energia necessária para fazer com que um elétron “salte” de um nível de
energia inferior para um nível de energia superior. As linhas de emissão
ocorrem no sentido contrário, ou seja da transição de um elétron de um nível
superior para um inferior. Os diferentes espectros estelares indicam que os
elétrons ocupam diferentes orbitais atômicos na atmosfera da estrela. Os
átomos podem estar em vários estágios de ionização, com um conjunto de
orbitais em cada estágio. O estágio de ionização é indicado por um número
romano após o símbolo do elemento. Por exemplo, H I e He I são os átomos
neutros de hidrogênio e hélio (não ionizado). Para o Si III, temos um átomo de
silício que perdeu dois elétrons e para o Si IV temos um átomo de silício que
perdeu três elétrons.
Em 1911, o dinamarquês Ejnar
Hertzsprung fez um gráfico o qual
relaciona a luminosidade de uma
estrela com a temperatura que ela
apresenta. Em 1914, o norteamericano Henry Russel fez um gráfico
semelhante (sem saber do trabalho de
Ejnar) e obteve os mesmos resultados.
O gráfico também relacionada as
estrelas com respeito aos seus raios
(em comparação ao raio solar).
Chamamos esse gráfico de “diagrama
H-R”. Uma região de interesse no
diagrama H-R é a da chamada
“sequência principal”. No diagrama ao
lado, a sequência principal é a linha
curva em formato de S. Note que o Sol
está nessa região do diagrama. De
acordo com o diagrama H-R, o Sol
possui uma temperatura superficial de
quase 6000K e é do tipo G.
Em 1930, Morgan e Keenan desenvolveram um sistema de classe de
luminosidade baseado em pequenas diferenças espectrais observadas nas
estrelas. Quando colocamos essas classes no diagrama H-R, elas fornecem
uma subdivisão útil dos tipos estelares. As classes de luminosidade Ia e Ib são
supergigantes. Classe de luminosidade V incluem as estrelas de sequência
principal. Quanto maior o número da classe de luminosidade, menor é a
luminosidade da estrela. O sol, por exemplo, é uma estrela G2 V.
O tipo espectral de uma estrela e a classe de luminosidade, juntamente com
as informações do diagrama H-R, permite determinar a distância à estrela.
Uma das estrelas das Plêiades possui um espectro do tipo B8 V (estrela
quente, azul e da sequência principal). Usando o diagrama H-R mostrado,
podemos estimar sua luminosidade em torno de ~190𝐿⊙ . O fluxo dessa estrela
é medido como 3,19 × 10−13 𝐹⊙ . Logo:
𝑑
=
𝑑⊙
𝐿
𝐿⊙
=
𝐹
𝐹⊙
190
3,19 × 10−13
𝑑 = 2,44 × 107 𝑑⊙ = 118 𝑝𝑐
Mas você pode ser perguntar: o que é a sequência principal?
A sequência principal, basicamente, é a fase onde as estrelas queimam a
maior parte de seu combustível liberando energia. Essa queima de
combustível consiste de núcleos de Hidrogênio sendo fundidos em núcleos de
Hélio, através do processo de fusão nuclear. Para compreender melhor a
estrutura estelar é necessário estudar o gases (visto que uma estrela,
basicamente, é um gás ionizado).