Classificação estelar

Em astronomia, classificação estelar é uma classificação de Estrelas baseadas na temperatura da fotosfera e suas características espectrais associadas, e refinada a seguir em termos de outras características. As temperaturas estelares podem ser classificadas usando-se a lei do deslocamento de Wien; mas isto cria dificuldades para estrelas distantes. A espectroscopia estelar oferece uma maneira de classificar estrelas de acordo com suas linhas de absorção; linhas de absorção particulares podem ser observadas somente para uma dada temperatura porque somente nessa temperatura os níveis de energia atômica envolvidos estão povoados. Um esquema antigo (do século XIX) utilizava letras de A ao P, e é a origem das classes espectrais usadas atualmente.

Classificação espectral de Harvard

Fisicamente, as classes indicam a temperatura da atmosfera da estrela e são normalmente listadas da mais quente para a mais fria, tal como é feito na seguinte tabela veja:

Classe	Temperatura (kelvin)	Cor convencional	Cor aparente	Massa (massas solares)	Raio (raios solares)	Luminosidade bolométrica (L☉	Linhas de hidrogénio	Fração das estrelas da sequência principal
O	≥ 33 000 K	azul	azul	≥ 16 M☉	≥ 6,6 R☉	≥ 30 000 L☉	Fracas	~0,00003%
B	10 000–33 000 K	azul-branco	azul-branco	2,1–16 M☉	1,8–6,6 R☉	25–30 000 L☉	Moderadas	0,13%
A	7 500–10 000 K	branco	branco a azul-branco	1,4–2,1 M☉	1,4–1,8 R☉	5–25 L☉	Fortes	0,6%
F	6 000–7 500 K	amarelo-branco	branco	1,04–1,4 M☉	1,15–1,4 R☉	1,5–5 L☉	Moderadas	3%
G	5 200–6 000 K	amarelo	amarelo-branco	0,8–1,04 M☉	0,96–1,15 R☉	0,6–1,5 L☉	Fracas	7,6%
K	3 700–5,200 K	laranja	amarelo-laranja	0,45–0,8 M☉	0,7–0,96 R☉	0,08–0,6 L☉	Muito fracas	12,1%
M	2 000–3 700 K	vermelho	laranja-vermelho	≤ 0,45 M☉	≤ 0,7 R☉	≤ 0,08 L☉	Muito fracas	76,45%

Um mnemônico em inglês conhecido para guardar esta sequencia de letras é "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me". O Diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona a classificação das estrelas com a magnitude absoluta, luminosidade, e temperatura da superfície. Deve-se notar que enquanto esta descrição das cores estelares é tradicional, ela realmente descreve as cores das estrelas como vista através de nossa atmosfera. O Sol não é de fato uma estrela amarela, mas tem essencialmente a cor de um Corpo negro a 5780 K, isto é, uma cor branca sem nenhum traço de amarelo, e é utilizado algumas vezes como a definição da cor branca.

A razão para o arranjo ímpar das letras é histórica. Quando as pessoas começaram a tirar espectros estelares, elas notaram que as estrelas possuem linhas espectrais para o hidrogênio com diferentes intensidades, e assim elas classificaram as estrelas baseando-se na intensidade das linhas da série de Balmer do hidrogênio, linhas de A (mais intensa) até Q (mais fraca). Outras linhas de átomos neutros ou ionizados então entraram na classificação (Linha H&K do cálcio, Linhas D do sódio, etc). Mais tarde se descobriu que algumas das classes estavam na verdade duplicadas e foram removidas. Foi somente muito mais tarde que se descobriu que a intensidade das linhas espectrais do Hidrogênio estavam relacionadas com a temperatura da superfície estelar. O trabalho básico foi realizado pelas "garotas" do Observatório do Colégio de Harvard, principalmente por Annie Jump Cannon e Antonia Maury, baseadas no trabalho de Williamina Fleming. Estas classes foram posteriormente sub-divididas utilizando-se números arábicos de 0 a 9. A0 significa a estrela mais quente na classe A e A9 a estrela mais fria. O Sol é uma estrela classificada como G2.

Tipos espectrais

Classificação espectral de Morgan-Keenan

Classe O

Estrelas de classe O são muito quentes e muito luminosas, sendo azuladas em cor; de facto, a maioria do seu output situa-se na região do ultravioleta. Estas são as mais raras estrelas da sequência principal. Cerca de 1 em 3.000.000 das estrelas da sequência principal na vizinhança do Sol são estrelas de classe O.

Estrelas O brilham com um poder superior a um milhão de vezes o output do Sol. Estas estrelas têm linhas de absorção dominantes e por vezes emissão para linhas de He II, (Si IV proeminente ionizado, O III, N III e C III) e linhas de hélio neutras, fortalecendo de 05 para 09, e linhas de Balmer de hidrogênio proeminentes, apesar de não tão fortes como os últimos tipos. Devido a serem tão massivas, as estrelas de classe O têm núcleos muito quentes, queimando assim o seu combustível de hidrogénio muito rapidamente, e como tal são as primeiras a saírem da sequência principal. Observações recentes pelo Telescópio espacial Spitzer indicam que a formação planetária não ocorre à volta de outras estrelas na vizinhança de uma estrela de classe O devido ao efeito de fotoevaporação.

Exemplos: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis

Espectro de uma estrela do tipo O5v

Classe B

Estrelas da classe B são também muito luminosas, Rigel (em Orion) é uma supergigante azul proeminente da classe B. Seu espectro possui linhas de Hélio neutro e linhas moderadas de hidrogênio. Como estrelas O e B possuem emissão extremamente poderosas, elas duram relativamente pouco tempo. Elas não se deslocam muito da área de onde se formaram uma vez que não possuem muito tempo de vida. Elas portanto são vistas aglomeradas no que se chamada associações OB1, que estão associadas com as nuvens moleculares gigantes. A associação OB1 de Orion é um braço espiral inteiro da nossa galáxia (estrelas mais brilhantes fazem o braço mais visível, mas não existem mais estrelas lá do que em outra parte da galáxia) e contém toda a constelação de Orion.

Espectro de uma estrela do tipo B2ii

Classe A

Estrelas da classe A estão entre as estrelas mais comuns vistas a olho nu. Deneb em Cisne é outra estrela de potência formidável, enquanto Sirius na constelação do Cão Maior é também uma estrela classe A, mas não tão potente. Como com todas as estrelas da classe A, elas são brancas. Muitas anãs brancas são também de classe A. Elas possuem linhas intensas de hidrogênio e também linhas de metais ionizados.

Espectro de uma estrela do tipo A2i

Classe F

Estrelas da classe F são ainda bastante potentes, mas elas tendem a ser estrelas da Sequência principal, como Fomalhaut em Piscis Austrinus. Seus espectros são caracterizados por linhas fracas de hidrogênio e metais ionizados, sua cor é branca com uma pequena quantidade de amarelo.

Espectro de uma estrela do tipo F2iii

Classe G

Estrelas da classe G são provavelmente as estrelas mais bem conhecidas, já que o nosso Sol é uma estrela desta classe. Elas possuem linhas de hidrogênio mais fracas que estrelas da classe F mas além das linhas de metais ionizados, elas possuem linhas de metais neutros. Durante a sua evolução as estrelas supergigantes frequentemente caminham das classes O e B (azul) para as classes K or M (vermelho). Enquanto fazem isto elas passam pela classe G mas não permanecem por muito tempo.

Espectro de uma estrela do tipo G5iii

Classe K

Estrelas da classe K são alaranjadas e um pouco mais frias que o nosso Sol. Algumas estrelas da classe K são gigantes e Supergigantes, como Arcturus enquanto outras como Alpha Centauri B na constelação do Centauro são da sequência principal. Elas possuem linhas espectrais de Hidrogênio extremamente fracas, isto quando estão presentes, e principalmente linhas de metais neutros.

Espectro de uma estrela do tipo K4iii

Classe M

Estrelas da classe M são com certeza a classe mais comum de estrelas se contarmos pelo número. Todas as anãs vermelhas são desta classe e elas existem em abundância. Mais de 80% das estrelas da seqüência principal são anãs vermelhas, como Proxima Centauri. A classe M é o local da maioria das gigantes e super gigantes como Antares e Betelgeuse, assim como Mira (veja estrela variável). O espectro das estrelas de classe M mostra linhas pertencentes a moléculas e metais neutros mas hidrogênio normalmente esta ausente no espectro. dióxido de titânio pode ser forte em estrelas de classe M.

Espectro de uma estrela do tipo M0iii

Espectro de uma estrela do tipo M6v

Outros tipos espectrais

Um número de novos tipos espectrais foram sendo usados para tipos raros de estrelas, a medida que eles eram descobertos:

• W: até 70,000 K - Estrelas Wolf-Rayet.
• L: 1,500 - 2,000 K - Estrelas com massa insuficiente para iniciar o processo de fusão de hidrôgenio (anãs marrons). Estrelas da classe L lítio que seria rapidamente destruído em estrelas mais quentes.
• T: 1,000 K - Anãs marrons mais frias com metano no espectro.
• C: Estrelas de carbono.

• R: Formerly a class on its own representing the carbon star equivalent of Class K stars, e.g. S Camelopardalis.
• N: Formerly a class on its own representing the carbon star equivalent of Class M stars, e.g. R Leporis.

• S: Semelhante a estrelas da classe M, mas com oxido de zircônia no lugar de óxido de titânio.
• D: Anãs brancas, tipo Sirius B.

A classe W são representadas por estrelas superluminosas do tipo Wolf-Rayet, sendo notavelmente diferentes já que são formadas na maior parte por hélio em vez do hidrogênio. Elas são consideradas como Supergigantes em processo de morte com sua camada de hidrogênio arrancada pelos quentes ventos estelares causados por suas altas temperaturas, expondo assim seu núcleo quente do helium.

Concepção artística de uma estrela da classe L.

A classe L tem sua designação devido ao lítio do presente em seu núcleo no núcleo de suas estrelas. Todo o lítio seria destruído nas reações nucleares que ocorrem em estrelas regulares, o que indica que estes objetos não têm nenhum processo de fusão em andamento. São de um vermelho muito escuro e mais brilhante dentro infra-vermelho. Seu gás está frio o bastante para conter hidretos metálicos e metais alcalinos em seu espectro.

Concepção artística de uma estrela da classe T.

As estrelas da classe T são estrelas muito nova e de baixa densidade encontradas frequentemente nas nuvens interestelares onde elas nasceram. Estas são estrelas que são grandes apenas o suficiente para serem estrelas e as outras são Sub estrelas, sendo da variedade anã marrom. São negras, emitindo quase nenhuma luz visível por ter emissões mais fortes dentro infra-vermelho. Sua temperatura de superfície esta em contraste enorme com os cinquenta mil graus ou mais de estrelas da classe O, sendo meramente acima de 1.000 K. Moléculas complexas podem se formar, evidenciado pelas linhas fortes de metano em seus espectros.

As classes T e L podem ser mais comum do que todas as classes restantes combinadas, se pesquisas recente forem confirmadas. Do estudo de berçários estelares, isto é, discos proto-planetários e agregados de gases em nebulosas do qual estrelas e sistemas solares são formados, o número de estrelas na galáxia pode ser várias ordens de magnitude maior do que o que nós sabemos atualmente. Na teoria estas regiões de nascimento estão em uma corrida umas com as outras. A primeira a transformar em proto-estrela ( que são objetos muito violentos) irá destruir os outros berçários na região, espalhando o seus gases. O material das vítimas então irão provavelmente transformar-se em estrelas da sequência principal ou estrelas anãs marrons das classes L e T, mas que serão completamente invisíveis para nós. Como estas estrelas vivem muito tempo (nenhuma estrela abaixo de 0.8 massas solares morreu desde o início da história da galáxia) então estas estrelas irão se acumlar com o tempo.

Estrelas das classes N e R são as estrelas de carbono (Gigantes vermelhas que se imagina terem atingido o final de sua vida) que correm paralelo ao sistema de classificação normal indo de aproximadamente o meio da classe G até o final da classes M. Esta classe foi recentemente agrupada em um classificador unificado para estrelas de carbono C.

As estrelas da classe S têm linhas espectrais de Oxido de Zircônio no lugar de Oxido de Titânio, e estão entre as classes de estrelas M e as estrelas da class de carbono. As estrelas da classe S têm abundancia de carbono e de oxigênio quase exatamente iguais, e ambos os elementos estão ligados quase totalmente em moléculas do CO.

Na realidade a relação entre estas estrelas e a seqüência principal tradicional sugere um contínuo bastante grande de abundância de carbono que se explorado inteiramente adicionaria uma outra dimensão ao sistema de classificação estelar.

Finalmente, a classe D é usada às vezes para as anã brancas, o estado no qual a maioria das estrelas termina a sua vida.

Classificação espectral de Yerkes

A Classificação espectral de Yerkes, também chamada de sistema MKK das iniciais de seus autores, é um sistema de classificação espectral introduzido em 1943 pot William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman do Observatório Yerkes.

Esta classificação é baseada nas linhas espectrais sensíveis à gravidade superficial da estrela que esta relacionada com a luminosidade, em oposição ao método usado pela classificação de Harvard que é baseado na temperatura da superfície.

Como o raio de uma estrela Gigante vermelha é muito maior que a de uma Estrela anã, enquanto sua massa é comparável a gravidade, e desta forma a densidade e pressão do gás na superfície da gigante vermelha é muito menor que na anã.

Estas diferenças se manifestam na forma de efeitos de luminosidade que afetam tanto a largura quanto a intensidade das linhas espectrais que podem ser medidas.

Um número de classes de luminosidade existe:

• 0 Hipergigantes (later addition);
• Ia Supergigantes mais luminosas;
• Ib Supergigantes menos luminosas;
• II Gigantes luminosas;
• III Gigantes normais;
• IV Subgigantes;
• V Estrelas da Sequência principal (anãs);
• VI sub-anãs (raramente usada);
• VII anãs brancas (raramente usada).

Ligações externas

• Diagrama H-R- simulação da evolução de uma estrela; as cores seguem o esquema discutido neste artigo.