Chandra regista grande explosão em buraco negro "velho"

2012-05-02

À esquerda: uma imagem de M83, obtida pelo VLT, no Chile, operado pelo ESO. À direita: uma imagem composta mostrando, em cor-de-rosa, dados de raios-X do Chandra, e, em azul e amarelo, dados do Hubble no visível. A ULX está localizada perto da parte inferior da imagem. Crédito: ESO/VLT/Nasa/CXC/Curtin University/R.Soria et al./STScI/Middlebury College/F.Winkler et al. University/R. Soria et al., Optical: NASA/STScI/Middlebury College/F. Winkler et al. 

 

Uma explosão extraordinária, produzida por um buraco negro numa galáxia próxima, forneceu provas directas de uma população de buracos negros estelares velhos e voláteis. 

A descoberta, feita por astrónomos através do Observatório Chandra de Raios-X, lança um novo olhar sobre a natureza de uma classe misteriosa de buracos negros que podem produzir tanta energia em raios-X

como milhões de sóis irradiando em todos os comprimentos de onda

.Usando o Chandra, os investigadores descobriram uma nova fonte de raios-X ultra-luminosos - ULX. As fontes ULX são objectos que emitem mais raios-X do que a maioria dos sistemas binários em que a estrela companheira orbita o que resta de uma outra que sofreu colapso (estrela de neutrões

ou buraco negro). A emissão extra de raios-X sugere à partida que as ULXs devem conter buracos negros com muito mais massa do que os encontrados em outras partes da nossa galáxia.

As estrelas companheiras nas ULXs têm sido geralmente identificadas como estrelas jovens e de grande massa, o que implica que os seus buracos negros também deverão ser jovens. A última pesquisa indica, no entanto, que as ULXs podem conter buracos negros bem mais velhos e que algumas fontes poderão ter sido erradamente identificadas como jovens.

A nova e intrigante ULX está localizada em M83, uma galáxia espiral situada a cerca de 15 milhões de anos luz da Terra, e foi descoberta com o Chandra em 2010. Os astrónomos compararam os novos dados com imagens do Chandra obtidas em 2000 e 2001 e perceberam que a fonte tinha aumentado o seu brilho em raios-X pelo menos 3000 vezes, tornando-se, desde então, a mais brilhante fonte de raios-X em M83.

O aumento repentino do brilho da ULX de M83 é uma das maiores alterações de brilho em raios-X alguma vez observadas para este tipo de objectos, que geralmente não apresentam períodos de baixa actividade. Não foi encontrado qualquer sinal da ULX no histórico das imagens em raios-X feitas com Observatório Einstein em 1980, com o ROSAT

em 1994, com o XMM-Newton da Agência Espacial Europeia em 2003 e 2008, ou com observatório Swift da NASA

em 2005.

"A fulguração desta ULX apanhou-nos de surpresa e foi o sinal concreto de que havíamos descoberto algo de novo sobre como crescem os buracos negros", disse Roberto Soria da Curtin University, na Austrália, que liderou o novo estudo. De acordo com os investigadores, o salto dramático no brilho em raios-X ocorreu provavelmente devido a um aumento súbito na quantidade de material que cai dentro do buraco negro.

Em 2011, Soria e os seus colegas usaram imagens no visível, do Observatório Gemini e do Telescópio Espacial Hubble, onde descobriram uma fonte azul brilhante na posição da fonte de raios-X. O objecto não fora detectado previamente numa imagem do telescópio Magellan, obtida em Abril de 2009, nem numa imagem do Hubble, obtida em Agosto de 2009. A falta de uma fonte azul nas imagens anteriores indica que a estrela companheira do buraco negro é mais fraca, mais vermelha e tem uma massa muito menor do que a maioria dos companheiros que anteriormente foram directamente ligados a ULXs. A emissão brilhante e azul no visível observada em 2011 deve ter sido causada por uma acumulação dramática de material vindo da estrela companheira.

"Se a ULX apenas tivesse sido observada durante o seu pico de emissão de raios X, em 2010, o sistema poderia facilmente ter sido confundido com o de um buraco negro com um companheiro estelar de grande massa e muito mais jovem, de 10 a 20 milhões de anos", disse o co-autor William Blair, da Johns Hopkins University, em Baltimore.

O companheiro do buraco negro em M83 é provavelmente uma estrela gigante vermelha com, pelo menos, 500 milhões de anos e uma massa inferior a quatro vezes a do Sol

. Os modelos teóricos para a evolução das estrelas sugerem que o buraco negro deve ser quase tão antigo como a sua companheira.

Outra ULX contendo um volátil e velho buraco negro foi recentemente descoberta na galáxia de Andrómeda por Amanpreet Kaur, da Clemson University, e colegas, resultado publicado na edição de Fevereiro de 2012 de Astronomy and Astrophysics. Matthew Middleton e os seus colegas da Universidade de Durham divulgaram mais informações na edição de Março de 2012 da Monthly Notices da Royal Astronomical Society. Usaram dados do XMM-Newton do Chandra e do Hubble para mostrarem que a ULX é altamente variável e o seu companheiro uma velha estrela vermelha.

"Com estes dois objectos, começa a ser claro que existem duas classes de ULXs, uma contendo buracos negros jovens, crescendo persistentemente, e a outra contendo buracos negros velhos que crescem de forma irregular", disse Kip Kuntz, um co-autor do artigo, também da Johns Hopkins University. "Tivemos a sorte de observar o objecto da M83 no momento certo para podermos comparar o antes e o depois."

O artigo descrevendo os resultados será publicado na edição de 10 de Maio de The Astrophysical Journal.

Fonte da notícia: http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/H-12-139.html

ESPECTROSCOPIA

 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".

Uma história fascinante:  os espectros e a espectroscopia  Em 1814 o alemão Joseph von Fraunhofer repetiu a experiênciaclássica feita no final dos anos 1600 por Isaac Newton permitindo que um feixe de luz solar atravessasse um prisma. Espectroscopia - 1814 A diferença na experiência de Fraunhofer estava no fato de que o espectro resultante, que aparecia com as cores do arco-íris, era submetido a uma grande ampliação. Uma surpresa aguardava Fraunhofer. Ao ampliar a imagem obtida ele descobriu que o espectro solar mostrava centenas de linhas  escuras e finas. Fraunhofer contou mais de 600 linhas nesse espectro.  Hoje, com equipamentos mais sofisticados,  sabemos que o número de linhas presentes no espectro da luz solar  chega a mais de um milhão. A estas linhas escuras e finas damos  o nome de linhas espectrais. Este é o espectro da luz solar obtido por Joseph von Fraunhofer.  Note o incrível número de linhas escuras que o riscam. Em particular Fraunhofer ficou impressionado com duas linhas,  bastante fortes, que apareciam no espectro da luz solar, batizando-as de "linhas D".   Mas, qual a origem de todas essas linhas?  Naquela época ainda não havia conhecimento físico suficiente para compreender por que essas linhas escuras apareciam no espectro da luz solar. Ainda levaria quase meio século até que os químicos verificassem que essas  linhas espctrais também podiam ser produzidas nos laboratórios. Os químicos, há muito tempo, sabiam que várias  substâncias emitiam cores diferentes quando salpicadas  em uma chama. Tais experiências, chamadas de  "testes de chama", eram muito comuns nos laboratórios da época. Elas eram realizadas com o objetivo de identificar  os chamados elementos químicos ou seja, as substâncias  fundamentais que não podem ser divididas em produtos químicos mais básicos. No entanto havia um problema com este tipo de experiência.  A chama necessária para queimar a substância também emitia cor que se misturava com a própria cor do elemento  que estava sendo analisado. Como se diz em ciência experimental, o resultado era contaminado pelo equipamento.

 

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 

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

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" 

do Observatório do Colégio de Harvard, 

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

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.^[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 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 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.

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 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

Sejam felizes todos os seres. Vivam em paz todos os seres. 

 Sejam abençoados todos os seres.