Nesta mesma época o físico alemão Gustav Robert Kirchhoff
(imagem à direita) sugeriu que a luz proveniente das chamas
coloridas poderia ser melhor estudada se ela fosse feita passar
através de um prisma.
Em 1859, Robert Bunsen e Gustav Kirchhoff (Bunsen à direita
e Kirchhoff à esquerda) desenharam e construiram um aparelho
que iria revolucionar o estudo da astrofísica.
Este equipamento, chamado "espectroscópio" (imagem abaixo),
era formado por um prisma e várias lentes que ajudavam a
ampliar e colocar em foco os espectros obtidos a partir da queima
de vários elementos químicos.
Os dois cientistas prontamente descobriram que os espectros obtidos a partir destas chamas mostravam conjuntos de finas linhas espectrais brilhantes traçadas contra um fundo escuro.
Mais tarde eles encontraram que cada elemento químico produz um "desenho" único de linhas espectrais. Assim nasceu, em 1859, a técnica da análise espectral, a identificação de substâncias químicas a partir do desenho característico das linhas espectrais que a sua luz continha.
Com esta técnica, usando o espectroscópio mostrado acima,
eles realizaram uma importantíssima descoberta:
| "Cada elemento químico mostra um espectro com um arranjo único de linhas brilhantes" |
Descobrindo novos elementos
Com a divulgação das descobertas de Bunsen e Kirchhoff
muitos pesquisadores se lançaram à procura de novos
elementos químicos. Bunsen e Kirchhoff continuaram suas pesquisas registrando as linhas espectrais proeminentes de todos os elementos então conhecidos. Após isso eles começaram a procurar novos elementos químicos através da análise espectral. Logo eles descobriram outras linhas espectrais pertencentes aos espectros de amostras minerais.
Em 1860 Bunsen e Kirchhoff encontraram uma nova linha na parte azul do espectro de uma amostra de água mineral. Eles conseguiram determinar que um elemento ainda desconhecido era o responsável pela criação dessa linha. A esse elemento eles deram o nome de "césio", uma palavra proveniente do latim "caesium", que significa "azul-acinzentado".
No ano seguinte, eles descobriram uma nova linha na parte vermelha do espectro de uma amostra mineral. Isto os levou a descobrir um novo elemento químico, o "rubídio", uma adaptação da palavra latina "rubidium", que significa "vermelho".
Outros elementos continuavam a ser encontrados nas mais variadas amostras.
Algumas descobertas levaram os cientistas a interpretações erradas. Por exemplo, durante o eclipse solar de 1868 os astrônomos decidiram fazer a análise espectral da luz proveniente da parte mais externa do Sol, aquela que fica exposta quando o disco da Lua encobre o disco solar.
Ao fazer isso eles encontraram uma nova linha espectral imediatamente atribuida a um novo elemento químico, desconhecido na Terra, e que foi chamado de "hélio", palavra derivada do grego "helios" que significa "sol".
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Durante muito tempo os cientistas pensaram que haviam
descoberto um elemento químico que não existia na Terra
o que, se fosse verdade, derrubaria a hipótese que todos
os elementos químicos são encontrados na superfície
do nosso planeta.
Somente em 1895 é que os cientistas conseguiram obter o hélio nos laboratórios terrestres, ao analisarem gases obtidos a partir do urânio.
Algum tempo depois, mais um elemento químico estranho foi
encontrado quando os astrônomos fizeram a análise espectral
de nuvens de gás e poeira que existem entre as estrelas em
certas regiões da nossa Galáxia, regiões estas que são chamadas de nebulosas.
Esta é a imagem de uma dessas nebulosas, a nebulosa M17.
Foi em uma nebulosa semelhante a esta que os astrônomos
descobriram uma linha espectral desconhecida que foi
associada a um novo elemento, não conhecido na Terra.
A este elemento foi dado o nome de "nebulium".
Mais tarde os astrônomos mostraram que este elemento
não existia e que esta linha tinha origem a partir de um
processo atômico especial.
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
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
A classificação espectral de Harvard é um esquema de classificação
unidimensional. 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 | Cor convencional | Cor aparente[1][2] | Massa (massas solares) |
Raio (raio solar) |
Luminosidade | Linhas de hidrogénio | % das estrelas da sequência principal[3] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | 30,000–60,000 K | azul | azul | 64 M☉ | 16 R☉ | 1,400,000 L☉ | Fraco | ~0.00003% |
| B | 10,000–30,000 K | azul a azul-branco | azul-branco | 18 M☉ | 7 R☉ | 20,000 L☉ | Médio | 0.13% |
| A | 7,500–10,000 K | branco | branco | 3.1 M☉ | 2.1 R☉ | 40 L☉ | Forte | 0.6% |
| F | 6,000–7,500 K | amarelo-branco | branco | 1.7 M☉ | 1.4 R☉ | 6 L☉ | Médio | 3% |
| G | 5,000–6,000 K | amarelo | amarelo-branco | 1.1 M☉ | 1.1 R☉ | 1.2 L☉ | Fraco | 7.6% |
| K | 3,500–5,000 K | laranja | amarelo-laranja | 0.8 M☉ | 0.9 R☉ | 0.4 L☉ | Muito fraco | 12.1% |
| M | 2,000–3,500 K | vermelho | laranja-vermelho | 0.4 M☉ | 0.5 R☉ | 0.04 L☉ | Muito fraco | 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"
principalmente por 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
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.[3][4]
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.[5]
- 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. 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. 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 Sírius 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.
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 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.
A classe L tem sua designação devido ao lítio
do presente em seu núcleo no nucleo 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.
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 cinqüênta
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 berçarios 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 berçarios na
região, espalhando o seus gáses. 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 atinigo 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
Zircônia 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 de 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)
Pablo Picasso
Li
Fonte:
Ministério de Ciência e Tecnologia
Wikipédia
http://pt.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral
Ministério de Ciência e Tecnologia
Wikipédia
http://pt.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral
Sejam felizes todos os seres. Vivam em paz todos os seres.
Sejam abençoados todos os seres.
