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Classificação das Estrelas


Formação


O nascimento de uma estrela começa com uma vasta nuvem de gás e poeira flutuando no espaço interestelar. Basicamente, o processo representa a vitória da gravidade sobre a pressão. A gravidade comprime o gás para o centro da estrela, obrigando-a a produzir energia que gera a pressão suficiente para conter o colapso. O núcleo da estrela, gigantesco reator de fusão nuclear, processa a matéria do meio interestelar sintetizando, a partir dela, elementos químicos mais pesados.
A gravidade atua inexoravelmente, comprimindo a estrela até levá-la a esgotar sua fonte de energia. As estrelas de pequena massa caminham para a morte resfriando-se lentamente, enquanto que as de grande massa explodem de forma violenta (brilhando 100 bilhões de vezes mais que o Sol), espalhando pelo meio interestelar os elementos químicos que foram processados no núcleo. A matéria interestelar assim “enriquecida” de elementos pesados será continuamente reprocessada em novos ciclos de formação, vida e morte de estrelas.
A maior proporção de elementos químicos pesados nas estrelas jovens em relação às estrelas velhas, é evidência de que muitos ciclos de reprocessamento ocorreram na nossa Galáxia desde sua formação. A matéria – base da constituição dos organismos vivos (C, O, Fe, etc.) teria se originado no centro de estrelas e participado de eventos catastróficos envolvendo as maiores liberações de energia conhecidas no Universo. Podemos, pois, dizer que somos um dos produtos da evolução estelar.


A classificação espectral de Harvard


A cor da estrela depende da temperatura da sua superfície e do material que a luz atravessa antes de ser observada. Uma vez conhecidas, através dos espectros, as luminosidades e temperaturas superficiais das estrelas é possível proceder à sua classificação. De acordo com o seu espectro as estrelas podem classificar-se em sete tipos espectrais designados pelas letras O, B, A, F, G, K e M. As estrelas mais quentes são as do tipo O. As mais frias são as do tipo M. 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.
A classificação espectral de Harvard oferece uma maneira de classificar as estrelas de acordo com suas linhas de absorção.

Exemplo

O – Hélio ionizado e metais; raias de hidrogênio de baixa intensidade – 30.000 – Mintaka
B – Hélio neutro, metais ionizados; raias de hidrogênio de alta intensidade – 20.000 – Rigel
A – Linhas (raias) de Balmer do Hidrogênio dominantes, metais fracamente ionizados – 10.000 – Sírius
F – Metais neutros e fracamente ionizados; raias de hidrogênio de baixa intensidaden – 7.000 – Prócion
G – Cálcio fracamente ionizado e metais neutros; raias de hidrogênio de baixa intensidade – 6.000 – Capella
K -
– Metais neutros. Raias moleculares começam a aparecer.
- 4.000
– Aldebaran
M – Raias de óxido de Titânio molecular dominantes; metais neutros – 3.000 – Betelgeuse
Temperatura em graus Kelvin (K = °C + 273)

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 seqüência principal. Cerca de 1 em 3.000.000 das estrelas da seqüência 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 hidrogênio muito rapidamente, e como tal são as primeiras a saírem da seqüência principal.

Classe B
Estrelas da classe B são também muito luminosas, Rigel é uma supergigante azul proeminente da classe B. Seu espectro possui linhas de Hélio neutro e linhas moderadas de Hidrogênio. Com 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 portando são vistas aglomeradas no que se chamada associações OB1, que estão associadas com as nuvens moleculares gigantes.

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 Sírius 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.

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 e M (vermelho). Enquanto fazem isto elas passam pela classe G mas não permanecem por muito tempo.

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 seqüência principal. Elas possuem linhas espectrais de Hidrogênio extremamente fracas, isto quando estão presentes, e principalmente linhas de metais neutros.

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 Betelgeuse e Antares. O espectro das estrelas de classe M mostra linhas pertencentes a moléculas e metais neutros mas hidrogênio normalmente esta ausente no espectro.

A Classificação espectral de Yerkes

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.

Um número de classes de luminosidade são:

0 Hipergigantes;
Ia Supergigantes mais luminosas;
Ib Supergigantes menos luminosas;
II Gigantes luminosas;
III Gigantes normais;
IV Subgigantes;
V Estrelas da seqüência principal (anãs);
VI Sub-anãs (raramente usada);
VII Anãs brancas (raramente usada).

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.

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