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_
t
[ W ou erg/s]
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
d

F(d) = __L__ [W/m2]
4d 2
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.
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:
Tef ( K ) 
2,898x107
o
max ( A)
Estrelas mais quentes têm < max : + azuis
Estrelas mais frias têm > max: + vermelhas.
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:
L  F (4  R )
2

Onde F é o fluxo emitido na superfície (lei de StefanBoltzmann):
F   T
4

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
Tip
o
Esp
.
O
Cor
Tsup (K)
Linhas proeminentes de absorção
Exemplos
Azul
30.000
He ionizado (fortes), elementos pesados
ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de
H
B
Azulada
20.000
He neutro (moderadas),
pesados 1 vez ionizados
elementos
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:
2
4
onde:





L  F (4  R )
F  T
 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
determino T
pelo espectro;
HR: fornece L;
Medindo F(d):

Medida de
distâncias (até
10.000 pc):
F(d) = L / 4d 2
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: subgigantes 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
Sequência Principal..
ainda
na
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.