Classificação estelar
Em astronomia, a classificação estelar é a classificação das estrelas com base em suas características espectrais. A radiação eletromagnética da estrela é analisada dividindo-a com um prisma ou rede de difração em um espectro exibindo o arco-íris de cores intercaladas com linhas espectrais. Cada linha indica um determinado elemento químico ou molécula, com a força da linha indicando a abundância desse elemento. As intensidades das diferentes linhas espectrais variam principalmente devido à temperatura da fotosfera, embora em alguns casos haja verdadeiras diferenças de abundância. A classe espectral de uma estrela é um código curto que resume basicamente o estado de ionização, fornecendo uma medida objetiva da temperatura da fotosfera.
A descrição da cor convencional leva em consideração apenas o pico do espectro estelar. Na verdade, porém, as estrelas irradiam em todas as partes do espectro. Como todas as cores espectrais combinadas parecem brancas, as cores reais aparentes que o olho humano observaria são muito mais claras do que as descrições de cores convencionais sugerem. Esta característica de 'leveza' indica que a atribuição simplificada de cores dentro do espectro pode ser enganosa. Excluindo os efeitos de contraste de cor em luz fraca, em condições de visualização típicas não há estrelas verdes, índigo ou violeta. As anãs vermelhas têm um tom profundo de laranja amarelado, e as anãs marrons não parecem literalmente marrons, mas as mais quentes hipoteticamente pareceriam vermelho alaranjado e as mais frias cinza esmaecido para um observador próximo.
O sistema de classificação moderno é conhecido como classificação Morgan-Keenan (MK). Cada estrela recebe uma classe espectral da antiga classificação espectral de Harvard e uma classe de luminosidade usando numeração romana, conforme explicado abaixo, formando o tipo espectral da estrela. Outros sistemas de classificação estelar modernos, como o sistema UBV, são baseados em índices de cores, as diferenças medidas em três ou mais magnitudes de cores. Esses números recebem rótulos como "U−V" ou "B−V", que representam as cores passadas por dois filtros padrão (por exemplo, Ultraviolet, Blue e Visual).
Classificação espectral de Harvard
O sistema Harvard é um esquema de classificação unidimensional da astrônoma Annie Jump Cannon, que reordenou e simplificou o sistema alfabético anterior de Draper (veja o próximo parágrafo). As estrelas são agrupadas de acordo com suas características espectrais por letras únicas do alfabeto, opcionalmente com subdivisões numéricas. As estrelas da sequência principal variam em temperatura superficial de aproximadamente 2 000 a 50 000 K, enquanto estrelas mais evoluídas podem ter temperaturas acima de 100 000 K. Fisicamente, as classes indicam a temperatura da atmosfera da estrela e são normalmente listadas da mais quente à mais fria. As classes espectrais de O a M, bem como outras classes mais especializadas discutidas posteriormente, são subdivididas por algarismos arábicos (0-9), onde 0 denota as estrelas mais quentes de uma determinada classe. Por exemplo, A0 denota as estrelas mais quentes da classe A e A9 denota as mais frias. Números fracionários são permitidos; por exemplo, a estrela Mu Normae é classificada como O9.7. O Sol é classificado como G2.
Classificação espectral de Yerkes
A classificação espectral de Yerkes, também chamada de sistema MKK pelas iniciais dos autores, é um sistema de classificação espectral estelar introduzido em 1943 por William Wilson Morgan, Philip Childs Keenan e Edith Kellman do Observatório Yerkes. Este esquema de classificação bidimensional (temperatura e luminosidade) é baseado em linhas espectrais sensíveis à temperatura estelar e gravidade de superfície, que está relacionada à luminosidade (enquanto a classificação de Harvard é baseada apenas na temperatura da superfície). Mais tarde, em 1953, após algumas revisões da lista de estrelas padrão e critérios de classificação, o esquema foi denominado classificação de Morgan-Keenan, ou MK, e este sistema continua em uso.
Peculiaridades espectrais
Nomenclatura adicional, na forma de letras minúsculas, pode seguir o tipo espectral para indicar características peculiares do espectro. Por exemplo, 59 Cygni é listado como tipo espectral B1.5Vnne, indicando um espectro com a classificação geral B1.5V, bem como linhas de absorção muito largas e certas linhas de emissão.
A razão para o estranho arranjo das letras na classificação de Harvard é histórica, tendo evoluído das classes Secchi anteriores e sido progressivamente modificada conforme o entendimento melhorava.
Classes Secchi
Durante as décadas de 1860 e 1870, o espectroscopista estelar pioneiro Angelo Secchi criou as classes Secchi para classificar os espectros observados. Em 1866, ele havia desenvolvido três classes de espectros estelares, mostrados na tabela abaixo. No final da década de 1890, essa classificação começou a ser substituída pela classificação de Harvard, que é discutida no restante deste artigo. Os algarismos romanos usados para as Classes Secchi não devem ser confundidos com os algarismos romanos completamente não relacionados usados para as classes de luminosidade de Yerkes e as classes de estrelas de nêutrons propostas.
Sistema Draper
Na década de 1880, o astrônomo Edward Charles Pickering começou a fazer um levantamento de espectros estelares no Harvard College Observatory, usando o método do prisma objetivo. Um primeiro resultado deste trabalho foi o Draper Catalogue of Stellar Spectra, publicado em 1890. Williamina Fleming classificou a maioria dos espectros neste catálogo e recebeu o crédito por classificar mais de 10 000 estrelas em destaque e descobrir 10 novas e mais de 200 estrelas variáveis. Com a ajuda dos computadores de Harvard, especialmente Fleming, a primeira iteração do catálogo de Henry Draper foi concebida para substituir o esquema de numeração romana estabelecido por Angelo Secchi.
O antigo sistema Harvard (1897)
Em 1897, outro astrônomo de Harvard, Antonia Maury, colocou o subtipo Orion da Classe Secchi I à frente do restante da Classe Secchi I, colocando assim o tipo B moderno à frente do tipo A. Ela foi a primeira a fazê-lo, embora não usasse tipos espectrais com letras, mas sim uma série de 22 tipos numerados de I - XXII. Como os 22 agrupamentos de algarismos romanos não levaram em consideração variações adicionais nos espectros, três divisões adicionais foram feitas para especificar ainda mais as diferenças: Letras minúsculas foram adicionadas para diferenciar a aparência relativa da linha nos espectros; as linhas foram definidas como: Antonia Maury publicou seu próprio catálogo de classificação estelar em 1897 chamado "Espectros de estrelas brilhantes fotografadas com o telescópio Draper de 11 polegadas como parte do Memorial Henry Draper", que incluiu 4 800 fotografias e análises de Maury de 681 estrelas brilhantes do norte. Esta foi a primeira vez em que uma mulher foi creditada por uma publicação do observatório.
O atual sistema Harvard (1912)
Em 1901, Annie Jump Cannon voltou aos tipos de letras, mas abandonou todas as letras, exceto O, B, A, F, G, K, M e N usados nessa ordem, bem como P para nebulosas planetárias e Q para algumas peculiares do espectro. Ela também usou tipos como B5A para estrelas no meio do caminho entre os tipos B e A, F2G para estrelas um quinto do caminho de F a G e assim por diante. Finalmente, em 1912, Cannon mudou os tipos B, A, B5A, F2G, etc. para B0, A0, B5, F2, etc. Esta é essencialmente a forma moderna do sistema de classificação de Harvard. Esse sistema foi desenvolvido por meio da análise de espectros em placas fotográficas, que podiam converter a luz emanada das estrelas em espectros legíveis.
Classe Mount Wilson
Uma classificação de luminosidade conhecida como sistema Mount Wilson foi usada para distinguir entre estrelas de diferentes luminosidades. Este sistema de notação ainda é visto às vezes em espectros modernos.
O sistema de classificação estelar é taxonômico, baseado em espécies-tipo, semelhante à classificação de espécies em biologia: As categorias são definidas por uma ou mais estrelas padrão para cada categoria e subcategoria, com uma descrição associada das características distintivas. Estrelas de classe K são estrelas alaranjadas ligeiramente mais frias que o Sol. Elas constituem cerca de 12% das estrelas da sequência principal na vizinhança solar.[e] Existem também estrelas gigantes de classe K, que variam de hipergigantes, como RW Cephei, a gigantes e supergigantes, como Arcturo, enquanto as anãs laranja, como Alpha Centauri B, são estrelas da sequência principal. Eles têm linhas de hidrogênio extremamente fracas, se é que estão presentes, e principalmente metais neutros (Mn I, Fe I, Si I). No final do K, bandas moleculares de óxido de titânio tornam-se presentes. As teorias convencionais (aquelas enraizadas na baixa radioatividade prejudicial e longevidade das estrelas) sugerem, portanto, que tais estrelas têm as chances ideais de desenvolvimento de vida fortemente evoluída nos planetas em órbita (se tal vida for diretamente análoga à da Terra) devido a uma ampla zona habitável, mas muito menos prejudicial períodos de emissão em comparação com aqueles com as zonas mais amplas.
Nomenclatura "inicial" e "tardia"
As estrelas costumam ser chamadas de tipos iniciais ou tardios. "Inicial" é sinônimo de mais quente, enquanto "tardio" é sinônimo de mais frio. Dependendo do contexto, "inicial" e "tardio" podem ser termos absolutos ou relativos. "Inicial" como um termo absoluto, portanto, se referiria a estrelas O ou B, e possivelmente a estrelas A. Como referência relativa, refere-se a estrelas mais quentes do que outras, como "K inicial" sendo talvez K0, K1, K2 e K3. "Tardio" é usado da mesma maneira, com um uso não qualificado do termo indicando estrelas com tipos espectrais como K e M, mas também pode ser usado para estrelas que são frias em relação a outras estrelas, como no uso de "G tardio" para se referir a G7, G8 e G9.
Classe O
As estrelas de classe O são muito quentes e extremamente luminosas, com a maior parte de sua emissão irradiada na faixa do ultravioleta. Essas são as mais raras de todas as estrelas da sequência principal. Cerca de 1 em 3 000 000 (0,00003%) das estrelas da sequência principal na vizinhança solar são estrelas de classe O.[e] Algumas das estrelas mais massivas estão dentro dessa classe espectral. Estrelas de classe O frequentemente têm arredores complicados que tornam difícil a medição de seus espectros. Os espectros de classe O anteriormente eram definidos pela razão da força do He II λ4541 em relação ao He I λ4471, onde λ é o comprimento de onda da radiação. A classe espectral O7 foi definido como o ponto em que as duas intensidades são iguais, com a linha He I enfraquecendo em relação as classes anteriores. A classe O3 foi, por definição, o ponto em que essa linha desaparece completamente, embora possa ser vista muito vagamente com a tecnologia moderna. Devido a isso, a definição moderna usa a razão da linha de nitrogênio N IV λ4058 para N III λλ4634-40-42.
Classe B
As estrelas de classe B são muito luminosas e azuis. Seus espectros têm linhas neutras de hélio, que são mais proeminentes na subclasse B2, e linhas moderadas de hidrogênio. Como estrelas de classe O e B são tão energéticas, elas vivem apenas por um período de tempo relativamente curto. Assim, devido à baixa probabilidade de interação cinemática durante sua vida, elas são incapazes de se afastar muito da área em que se formaram, além de estrelas em fuga. A transição de classe O para a classe B foi originalmente definida para ser o ponto em que o He II λ4541 desaparece. No entanto, com equipamentos modernos, a linha ainda é aparente nas primeiras estrelas de classe B. Hoje, para estrelas da sequência principal, a classe B é definida pela intensidade do espectro violeta He I, com a intensidade máxima correspondendo à classe B2. Para supergigantes, linhas de silício são usadas em seu lugar; as linhas Si IV λ4089 e Si III λ4552 são indicativas de B. No meio-B, a intensidade deste último em relação àquela de Si II λλ4128-30 é a característica definidora, enquanto para o final de B, é a intensidade de Mg II λ4481 em relação àquela de He I λ4471.
Classe A
As estrelas de classe A estão entre as estrelas mais comuns a olho nu e são brancas ou branca-azuladas. Elas têm fortes linhas de hidrogênio, no máximo em A0, e também linhas de metais ionizados (Fe II, Mg II, Si II) no máximo em A5. A presença de linhas de Ca II é notavelmente fortalecida neste ponto. Cerca de 1 em 160 (0,625%) das estrelas da sequência principal na vizinhança solar são estrelas de classe A.[e]
Classe F
Estrelas de classe F têm linhas espectrais de fortalecimento H e K de Ca II. Metais neutros (Fe I, Cr I) começando a ganhar nas linhas de metal ionizado no tardio da classe F. Seus espectros são caracterizados pelas linhas de hidrogênio mais fracas e metais ionizados. Sua cor é branca. Cerca de 1 em 33 (3,03%) das estrelas da sequência principal na vizinhança solar são estrelas de classe F.[e]
Classe G
Estrelas de classe G, incluindo o Sol, têm linhas espectrais proeminentes H e K de Ca II, que são mais pronunciadas em G2. Eles têm linhas de hidrogênio ainda mais fracas do que F, mas junto com os metais ionizados, eles têm metais neutros. Há um pico proeminente na banda G das moléculas CN. As estrelas da sequência principal de classe G constituem cerca de 7,5%, quase 1 em 13, das estrelas da sequência principal na vizinhança solar.[e] A Classe G contém o "Vazio Evolucionário Amarelo". Estrelas supergigantes geralmente oscilam entre O ou B (azul) e K ou M (vermelho). Enquanto fazem isso, elas não permanecem por muito tempo na classe supergigante amarela instável.
Vários novos tipos espectrais foram usados a partir de tipos de estrelas recém-descobertos.
Classes de estrelas de emissão azul quente
Os espectros de algumas estrelas muito quentes e azuladas exibem linhas de emissão marcadas de carbono ou nitrogênio, ou às vezes de oxigênio. Uma vez incluídas como estrelas de classe O, as estrelas Wolf-Rayet da classe W ou WR são notáveis por seus espectros sem linhas de hidrogênio. Em vez disso, seus espectros são dominados por amplas linhas de emissão de hélio altamente ionizado, nitrogênio, carbono e, às vezes, oxigênio. Acredita-se que eles sejam, em sua maioria, supergigantes agonizantes, com suas camadas de hidrogênio sopradas por ventos estelares, expondo diretamente suas cascas de hélio quente. A classe W é dividida em subclasses de acordo com a força relativa das linhas de emissão de nitrogênio e carbono em seus espectros (e camadas externas).
Classes frias de anãs vermelhas e marrons
Os novos tipos espectrais L, T e Y foram criados para classificar espectros infravermelhos de estrelas frias. Isso inclui anãs vermelhas e marrons que são muito fracas no espectro visível. Anãs marrons, estrelas que não sofrem fusão de hidrogênio, esfriam à medida que envelhecem e, assim, progridem para tipos espectrais posteriores. Anãs marrons começam suas vidas com espectros de classe M e se resfriarão através das classes espectrais L, T e Y, mais rápido quanto menos massivas forem; as anãs marrons de maior massa não podem ter se resfriado a anãs Y ou mesmo T dentro da idade do universo. Como isso leva a uma sobreposição insolúvel entre a temperatura efetiva e a luminosidade dos tipos espectrais para algumas massas e idades de diferentes classes L-T-Y, nenhum valor distinto de temperatura efetiva ou luminosidade pode ser fornecido.
Classes de estrelas de carbono gigantes tardias
As estrelas de carbono são estrelas cujos espectros indicam a produção de carbono, um subproduto da fusão do hélio triplo-alfa. Com o aumento da abundância de carbono e alguma produção de elementos pesados de processo s paralelo, os espectros dessas estrelas tornam-se cada vez mais desviantes das classes espectrais tardias usuais G, K e M. Classes equivalentes para estrelas ricas em carbono são S e C. Presume-se que as gigantes entre essas estrelas produzem esse carbono, mas algumas estrelas desta classe são estrelas duplas, cuja atmosfera estranha é suspeita de ter sido transferida de uma companheira que agora é uma anã branca, quando a companheira era uma estrela de carbono.
Classificações de anãs brancas
A classe D (para degenerados) é a classificação moderna usada para anãs brancas, estrelas de baixa massa que não estão mais sofrendo fusão nuclear e encolheram ao tamanho planetário, esfriando lentamente. A classe D é dividida em tipos espectrais DA, DB, DC, DO, DQ, DX e DZ. As letras não estão relacionadas com as letras usadas na classificação de outras estrelas, mas indicam a composição da camada externa visível ou atmosfera da anã branca. Os tipos de anãs brancas são os seguintes: O tipo é seguido por um número que indica a temperatura de superfície da anã branca. Este número é uma forma arredondada de 50400/Teff, onde Teff é a temperatura efetiva da superfície, medida em Kelvin. Originalmente, esse número era arredondado para um dos dígitos de 1 a 9, mas, mais recentemente, valores fracionários começaram a ser usados, bem como valores abaixo de 1 e acima de 9.
Tipos espectrais não-estelares: Classes P e Q
Finalmente, as classes P e Q, que sobraram do sistema Draper por Annie Jump Cannon, são ocasionalmente usadas para certos objetos não-estelares. Os objetos do tipo P são estrelas dentro de nebulosas planetárias e os objetos do tipo Q são novae.
Remanescentes estelares são objetos associados à morte de estrelas. Incluídas na categoria estão as anãs brancas e, como pode ser visto no esquema de classificação radicalmente diferente para a classe D, os objetos não-estelares são difíceis de se encaixar no sistema MK. O diagrama de Hertzsprung-Russell, no qual o sistema MK se baseia, é de natureza observacional, de modo que esses remanescentes não podem ser facilmente plotados no diagrama, ou não podem ser colocados de forma alguma. Antigas estrelas de nêutrons são relativamente pequenas e frias e cairiam no lado direito do diagrama. As nebulosas planetárias são dinâmicas e tendem a perder o brilho rapidamente conforme a estrela progenitora faz a transição para o ramo da anã branca. Se mostrado, uma nebulosa planetária seria plotada à direita do quadrante superior direito do diagrama. Um buraco negro não emite luz visível própria e, portanto, não apareceria no diagrama.
Vários tipos espectrais, todos usados anteriormente para estrelas não-padronizadas em meados do século XX, foram substituídos durante as revisões do sistema de classificação estelar. Eles ainda podem ser encontrados em edições antigas de catálogos de estrelas: R e N foram incluídos na nova classe C como C-R e C-N.
Embora os humanos possam eventualmente colonizar qualquer tipo de habitat estelar, esta seção abordará a probabilidade de vida surgindo em torno de outras estrelas. Estabilidade, luminosidade e vida útil são todos fatores na habitabilidade estelar. Só conhecemos uma estrela que hospeda vida, e essa é a nossa própria, uma estrela de classe G com abundância de elementos pesados e baixa variabilidade de brilho. Também é diferente de muitos sistemas estelares por conter apenas uma estrela (veja Habitabilidade de sistemas estelares binários). Trabalhando a partir dessas restrições e dos problemas de ter um conjunto de amostra empírica de apenas uma, a gama de estrelas que se prevê serem capazes de sustentar a vida como a conhecemos é limitada por alguns fatores. Dos tipos de estrelas da sequência principal, estrelas com massa superior a 1,5 vezes a do Sol (tipos espectrais O, B e A) envelhecem muito rapidamente para que a vida avance e se desenvolva (usando a Terra como diretriz). No outro extremo, anãs com menos da metade da massa de nosso Sol (tipo espectral M) provavelmente bloquearão planetas dentro de sua zona habitável, junto com outros problemas (veja Habitabilidade de sistemas de anãs vermelhas). Embora existam muitos problemas para a vida nas anãs vermelhas, muitos astrônomos continuam a modelar esses sistemas devido ao seu grande número e longevidade.
