Cap. 10 - ESTRELAS: Classificação Espectral

Elisabete M. de Gouveia Dal Pino

Leitura:

Chaisson & McMillan (cap. 10)

Zeilik-Gregory-Smith (cap. 13)

Notas de aula (Cap. 10)

Propriedades Observacionais

Vamos estudar a classificação das estrelas em função de

suas propriedades:

luminosidade e brilho aparente

raio

cor e temperatura superficial

características espectrais

Luminosidade (L)

Potência irradiada pela estrela

L = _E_ [ W ou erg/s] t

é uma propriedade intrínseca da estrela, não depende de sua localização ou de seu movimento

Brilho Aparente

Quando observamos uma estrela medimos a porção de energia detectada numa dada área de superfície coletora, num intervalo de tempo: o brilho aparente medido num sistema de magnitudes.

A relação entre a magnitude aparente e o brilho aparente ou fluxo medido é:

m –2,5 log F

Luminosidade x Brilho Aparente

O fluxo relaciona-se com a luminosidade pela expressão

F(d) = __L__ [W/m2]

4d 2

d

Magnitude Absoluta

Estrelas podem ter diferentes brilhos aparentes, não só porque têm diferentes luminosidades, mas também porque estão a diferentes distâncias.

Para comparar estrelas: magnitude que seria observada, caso a estrela estivesse localizada a uma distância de 10 pc magnitude absoluta

M = C’ – 2,5 log L + 5 onde C’ é uma constante (dada pelo ponto zero na escala de magnitudes).

Temperatura e Cor

A radiação das estrelas é emitida segundo a Lei de Planck, como a radiação de corpo-negro.

)A(

10898,2)K(

max

7

oef

xT

Estrelas mais quentes têm < max : + azuis

Estrelas mais frias têm > max: + vermelhas.

O comprimento de onda correspondente ao máximo de radiação (max), expresso em função da temperatura efetiva da superfície da estrela (Tef = T), também chamada temperatura de cor:

Temperatura e Cor

Constelação de Orion: a estrela fria Betelgeuse (): vermelha, e a estrela quente Rigel (): é azul.

Observações mais detalhadas para determinarmos suas temperaturas - 3000 K para Betelgeuse e 15000 K para Rigel.

Raio (R)

Maioria das estrelas: pontos de luz sem resolução angular, à exceção de algumas dúzias (ex. Betelgeuse: R~300 R).

Para obter raio da maioria das estrelas: mede-se L e T e empregam-se as relações:

)4( 2 RFL

4 TF

Onde F é o fluxo emitido na superfície (lei de Stefan-

Boltzmann):

Raio (R)

Classificação dos Espectros Estelares

Discutiremos agora a classificação que é feita a partir do estudo detalhado do espectro das estrelas.

A radiação que chega no telescópio em forma de luz deve ser dispersa em comprimentos de onda através de um espectrógrafo (da mesma forma que a luz branca é decomposta em várias cores ao passar por um prisma), e essa luz dispersada: espectro.

Da comparação entre a posição das linhas espectrais da estrela e as linhas de um espectro de laboratório (lâmpada de calibração): podemos identificar seus comprimentos de onda e quais elementos propiciaram a formação das linhas.

Classificação dos Espectros Estelares

Espectros de 7 estrelas: = 400 a 700 nm.

Em determinados s, em algumas estrelas as linhas aparecem mais fortes que em outras.

Essas estrelas são semelhantes ao Sol em composição química e as diferenças espectrais encontradas devem-se às

diferenças em T

Classificação dos Espectros Estelares

Estrelas com T > 25.000 K: forte linha de absorção do He II (hélio uma vez ionizado) e de elementos mais pesados, com múltiplas ionizações (O, N e Si).

Essas fortes linhas não aparecem no espectro das estrelas mais frias: não atingem as temperaturas necessárias para excitar e ionizar esses elementos.

As linhas de HI são mais fracas nas estrelas + quentes, pois a altas temperaturas, o hidrogênio encontra-se ionizado, restando poucos átomos intactos para produzirem essas linhas.

 

Classificação dos Espectros Estelares

Estrelas com T ~ 10.000K: as mais fortes linhas de absorção são do H excitado, onde os elétrons facilmente se movem entre o segundo e terceiro orbitais (ex., linha vermelha em 656,3 nm - H).

Linhas de Ca e Ti, que têm elétrons menos ligados, são mais comuns nessas estrelas do que as linhas de He, O e N, em que os elétrons são fortemente ligados.

Classificação dos Espectros Estelares

Nas estrelas + frias, novamente não encontramos as linhas do H excitado, porque os elétrons ficam preferencialmente no estado fundamental.

Verificam-se linhas de elementos mais pesados fracamente excitados, não se encontrando linhas de elementos ionizados.

Como a energia dos fótons saindo das estrelas frias não é suficiente para destruir moléculas, ocorrem muitas linhas moleculares de absorção (ex. TiO).

A seqüência de tipos espectrais

No sec. 19, quando ainda não se compreendia como os átomos produziam linhas espectrais, as primeiras classificações das estrelas foram baseadas nas intensidades das linhas do H. Foi adotada a seqüência A,B,C…P, para a nomenclatura das classes espectrais, onde estrelas tipo A tinham as mais fortes linhas de H .

Em 1920, um novo esquema foi adotado que estabelecia uma seqüência em função da temperatura da estrela. Assim, algumas letras foram suprimidas e a ordem alterada, resultando em O,B,A,F,G,K,M.

T

As estrelas mais próximas de O: são chamadas estrelas de primeiros tipos (do inglês early type); os tipos mais próximos de M, no final da seqüência, são chamados tipos tardios (late type). Cada tipo é subdividido em 10 grupos, de 0 (primeiros) a 9 (tardios), como por exemplo: …F8, F9, G0, G1, G2…G9 Classificação de Harvard

A seqüência de tipos espectrais

Tipo

Esp.

Cor Tsup (K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos

O 

Azul 30.000 He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H

 

B Azulada 20.000 He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados

Rigel (B8)

A Branca 10.000 He neutro (muito fracas), elementos pesados 1 vez ionizados, H (fortes)

Vega (A0)Sirius (A1)

F Amarelada 7.000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas)

Canopus (F0)

G Amarela 6.000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)

Sol (G2)Alfa Cen (G2)

K Laranja 4.000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas)

Arcturus (K2) Aldebaran (K5)

M Vermelha 3.000 Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas)

Betelgeuse (M2)

Diagrama H-R

Na classificação das estrelas, luminosidade e temperatura superficial têm papel semelhante ao peso e altura de uma pessoa para classificar seu tipo físico.

E. Hertzsprung (1905): considerando uma amostra de estrelas de temperaturas superficiais semelhantes: verificou que aquelas de linhas estreitas eram mais luminosas que as estrelas com linhas largas.

Como a luminosidade depende da temperatura e do raio da estrela:

)4( 2 RFL 4

TF onde:

as diferenças nas linhas espectrais devem ser causadas pelas diferenças nos raios estelares

Diagrama H-R

H. Russel: chegou a uma interpretação semelhante, encontrando que a magnitude absoluta é correlacionada com o tipo espectral.

Gráfico que compara luminosidades e temperaturas de estrelas: Diagrama Hertzsprung-Russel (ou H-R): convencionou-se colocar a magnitude absoluta (ou luminosidade) no eixo vertical e a seqüência de tipos espectrais (ou temperatura) no eixo horizontal. Neste caso, a escala de temperatura é invertida, onde temperaturas maiores ficam à esquerda do gráfico e as menores ficam à direita.

L

T

Diagrama H-R

Nesse diagrama: aparecem as estrelas mais próximas do Sol, d< 5 pc).

Várias estrelas são bem mais frias e menos brilhantes que o Sol.

-Centauro: T e luminosidade = Sol; Sirius é bem mais quente e luminosa.

Traçando uma linha: Seqüência Principal: uma fase evolutiva em que a maioria das estrelas se encontram.

Diagrama H-R

Se incluimos outras estrelas muito brilhantes: Vemos, Betelgeuse, uma estrela muito + fria que o Sol, mas de raio muito >, o que garante sua > luminosidade.

As estrelas podem ser separadas no diagrama H-R de acordo com sua categoria. O Sol é considerado uma estrela anã, Betelgeuse é uma super-gigante.

Diagrama H-R

Diagrama H-R com número muito maior de estrelas mostra: as diferentes regiões onde são encontrados os diferentes grupos de estrelas

Estrelas muito quentes, mas muito menores que o Sol, localizadas na região esquerda, próxima da base do Diagrama são anãs brancas.

Diagrama H-R

L R2 T4

Diagrama H-R: paralaxe espectroscópica

Medida de distâncias (até 10.000 pc):

F(d) = L / 4d 2

determino T pelo espectro;

HR: fornece L;

Medindo F(d):

Classes de Luminosidade

Para diferenciarmos os tamanhos de estrelas de mesmo tipo espectral: medidas das linhas espectrais.

A atmosfera de estrelas gigantes vermelhas tem < densidade que a de uma de SP, a qual por sua vez tem uma atmosfera com < densidade que uma anã branca.

Linhas espectrais são sensíveis à densidade das fotosferas estelares: são mais estreitas quanto menor é a densidade

A densidade também está correlacionada com L: estabeleceu-se um esquema de identificação para os diferentes tipos de estrelas chamado

classe de luminosidade.

Classes de Luminosidade

Classes Ia e Ib: supergigantes brilhantes e supergigantes.

Classes II e III: gigantes brilhantes e gigantes.

Classes IV e V: sub-gigantes e as estrelas da seqüência principal e anãs.

Esse esquema introduzido por Morgan e Keenan (1937, Observatório de Yerkes) - classificação M-K.

Classes de Luminosidade

T(K) L (L) R (R) Objecto

4000 0,1 0,7 K7 V (SP)

4000 20 10 K7 III (gigante)

4000 3000 100 K7 Ib (super-gigante)

Populações Estelares

Aglomerados estelares: grupos auto-gravitantes de estrelas que estão associadas entre si.

Seu estudo permitiu que se estabelecessem dois tipos de populações estelares:

Estrelas da População I - são jovens e ricas em metais

Estrelas da População II - são mais velhas e pobres em metais.

Diagrama H-R e

Populações Estelares

As principais diferenças entre populações são apresentadas em diagramas H-R de diferentes aglomerados.

No aglomerado jovem das Plêiades (~ 20 milhões de anos):

Todas as estrelas ainda na Sequência Principal..

Diagrama H-R e

Populações Estelares

Diagrama para um aglomerado bem mais velho: Omega Centauri ( > 10 bilhões de anos): a seqüência principal vai desde M até o ponto chamado de turnoff em F, e uma grande concentração no ramo das gigantes, como aparece na parte superior à esquerda.

A metalicidade é muito baixa: Z<0,001 (pobres em metais): é de População II.

As Plêiades, mais ricas em metais (Z ~ 0,01), pertencem à População I

Diagrama H-R e Populações Estelares

Jovem Velho

FIM

Diagrama H-R e Populações Estelares

As principais diferenças entre populações são apresentadas em diagramas H-R de diferentes aglomerados.

No aglomerado jovem das Híades (~ 100 milhões de anos): como todas as estrelas no aglomerado estão à mesma distância do observador, podemos construir um Diagrama H-R com magnitude aparente versus índice de cor.

Notamos apenas algumas estrelas na região das gigantes.

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