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O que é a classificação espectral das estrelas e pra que ela serve?

No início do século XX categorizou-se as estrelas quanto à sua temperatura, cor e luminosidade. Qual a importância desse estudo?

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Sabemos que existem diversos tipos de estrelas em seus mais diversos tamanhos e cores. As cores das estrelas nos dizem muito sobre sua temperatura, massa e luminosidade. Estrelas azuladas são muito mais quentes, mais luminosas e consomem seu combustível muito mais rapidamente; estrelas vermelhas são mais frias, gigantes vermelhas estão nos estágios finais de sua vida enquanto anãs vermelhas são pequenas, tem menos da metade da massa do Sol e consomem seu combustível bem lentamente.

No entanto, as cores das estrelas nos dizem muito também sobre os elementos químicos presentes nela e quais desses elementos estão sofrendo reações nucleares em seu interior, processo chamado de nucleossíntese estelar. Elementos diferentes emitem luz em comprimentos de onda diferentes, ou seja, em cores diferentes, tal como em fogos de artifício. Cada elemento emite luz em uma combinação única de comprimentos de onda e a emissão desses fótons acontece quando um átomo passa de um estado de alta energia para um estado de baixa energia. Essa característica é denominada espectro de emissão, e astrônomos usam a classificação espectral para identificar e catalogar as estrelas.

Temperatura de cor e corpo negro

Antes de entender como as estrelas são divididas quanto à sua temperatura de cor, precisamos entender o que realmente é temperatura de cor.

A temperatura de cor é o valor do comprimento de onda onde ocorre a máxima emissão de uma radiação eletromagnética de um corpo negro. Na física, chamamos de “corpo negro” um objeto hipotético que absorve 100% de toda a radiação eletromagnética. Sabemos que a cor preta é preta porque ela absorve todas as outras cores, porém uma parte da luz ainda é refletida. Se existisse realmente, um “corpo negro” não poderia ser visto pois absorveria toda e qualquer luz.

Independente da composição, todos os corpos negros em uma temperatura T qualquer irradiam a mesma frequência de radiação eletromagnética. Objetos mais frios irradiam com picos em comprimentos de onda longos, como ondas de rádio e microondas. Conforme a temperatura do corpo aumenta, o pico da radiação eletromagnética se encurta, emitindo infravermelho e, enfim, chegando no espectro de luz visível: de coloração vermelho vivo, indo ao laranja quando aquecido mais, ao amarelo quando aquecido mais ainda, seguindo por todas as cores que conhecemos do arco-íris até o pico do comprimento de onda começar a emitir radiação ultravioleta.

Curva de radiação de corpo negro
Quando um corpo negro se aquece o suficiente, o pico da emissão de radiação eletromagnética ultrapassa o infravermelho e atinge a luz visível.

Ao buscar entender melhor como isso acontecia, essa teoria levou Max Planck a determinar que a energia é quantizada, tem “pacotes de energia” bem definidos, e foi o primeiro passo para o surgimento de um novo ramo da física, a mecânica quântica.

Vale observar que não existe temperatura de cor verde, e sim branca, pois a temperatura de cor indica apenas o ponto máximo de emissão no espectro. Quando a temperatura de cor atinge a metade do espectro visível (que seria o verde) ela ainda emite luz na frequência do vermelho e na frequência do azul. Todas as outras cores juntas formam o que? Exatamente, o branco.

O “caminho” que um corpo negro incandescente percorre no espaço de cor.

Adicionando uma pitada de matemática, a frequência máxima emitida por uma radiação eletromagnética ($\lambda_{max}$) se relaciona com a temperatura (T) na chamada Lei de Wien:

$$\lambda_{max} = \frac{b}{T}$$

O valor b é uma constante, não muda, mas a temperatura é variável, e por ser uma fração vemos que quanto maior a temperatura (T), menor será o comprimento de onda emitido. Levando isso para a astrofísica, estrelas são excelentes modelos de corpos negros pois elas emitem radiação, não refletem. Estrelas mais quentes têm espectros que atingem o pico em comprimentos de onda mais curtos, ou seja, mais azuis; enquanto estrelas frias emitem luz em comprimentos de onda mais longos, mais vermelhos. Guarde bem isso!

A técnica de medição dos comprimentos de onda emitidos e absorvidos pela luz das estrelas se chama espectroscopia astronômica e, junto com a fotometria (medição da intensidade dessa luz), é uma importante ferramenta na astrofísica para entendermos as estrelas.

A física da temperatura de cor e as linhas de absorção das estrelas

Espectroscopia de estrelas do Tipo A e Tipo G
Estrelas quentes do tipo A emitem muito mais luz azul e tem linhas de absorção de hidrogênio bem definidas. Estrelas do tipo G emitem luz em um espectro mais amplo, por isso são chamadas de estrelas amarelas.

Os astrônomos rapidamente perceberam que estrelas diferentes tinham linhas de absorção bem diferentes em seus espectros, quando começaram a observá-los. Alguns tinham linhas de absorção fortes devido ao hidrogênio, alguns não tinham linhas de hidrogênio porém tinham linhas devido ao ferro, cálcio e outros elementos. Os diferentes tipos espectrais foram atribuídos com letras: com o tipo “A” tendo as linhas de absorção de hidrogênio mais fortes, o tipo “B” o próximo mais forte e assim por diante no alfabeto (pulando algumas letras por vários motivos).

As fortes correlações entre a presença de várias linhas espectrais e cores estelares sugeriram que a causa estava ligada à física atômica. Considere as linhas de absorção causadas quando um gás de hidrogênio absorve fótons com uma energia que corresponde a um elétron que salta do seu estado fundamental para seu primeiro estado excitado. Para que isso aconteça, naturalmente, deve haver átomos de hidrogênio no gás com seus elétrons no estado fundamental.

Suponha que estejamos falando sobre a atmosfera de uma estrela:

  • Em estrelas frias, com temperaturas de superfície mais baixas, os átomos e moléculas lentas na atmosfera não têm energia suficiente para se mover tão rápido quanto os de um gás mais quente. Haverá menos colisão energética entre átomos para jogar elétrons em estados excitados, então, essencialmente, todos os átomos de hidrogênio terão seus elétrons no estado fundamental. Mesmo que haja muitos átomos de hidrogênio, não haverá características de absorção reveladoras.
  • Em estrelas muito quentes, com altas temperaturas de superfície, os átomos na atmosfera se movem muito rapidamente. Existem muitas colisões energéticas, mas uma grande parte dos átomos de hidrogênio são ionizados e perdem seus elétrons (sem chance de produzir linhas de absorção).
  • Para estrelas com a temperatura superficial na medida certa, de forma que as colisões povoem continuamente o primeiro estado excitado com elétrons, haverá muitos fótons capturados que excitarão os elétrons para o segundo nível excitado, e haverá fortes linhas de absorção de hidrogênio.

Portanto, a falta de linhas de absorção de hidrogênio em uma estrela não significa necessariamente que a atmosfera da estrela esteja desprovida de hidrogênio, também pode significar que a estrela tem uma temperatura superficial baixa ou muito alta. Esses efeitos de temperatura são, de longe, as coisas mais importantes na determinação dos tipos espectrais.

Esse efeito pode ser feito ao contrário e podemos usar tipos espectrais para determinar temperaturas de superfície das estrelas. Uma vez que foi reconhecido que as diferenças no tipo espectral eram devidas principalmente às diferenças nas temperaturas das estrelas, a sequência espectral foi reordenada pela temperatura.

Classificação de Morgan-Keenan (MK)

Espectroscopia e classes espectrais de estrelas

A base para a classificação das estrelas é a classificação espectral de Harvard, desenvolvida pela astrônoma Annie Jump Cannon (que também foi a primeira mulher eleita a um cargo na American Astronomical Society) durante seus estudos sobre o espectro eletromagnético das estrelas entre 1918 e 1924.

A classificação de Harvard é unidimensional, ou seja, é uma linha que classifica apenas a temperatura de cor de uma estrela. Originalmente, o esquema usava letras maiúsculas em ordem alfabética e, conforme explicado nos parágrafos anteriores, foi posteriormente reordenado para refletir as temperaturas da superfície das estrelas. Em ordem decrescente de temperatura as classes espectrais são: O, B, A, F, G, K e M. Três categorias adicionais (os tipos R, N e S) foram posteriormente elaboradas para representar estrelas com abundância de metais pesados.

ClasseTemperaturaDescrição convencionalExemplo
O> 30.000 KAzulAlnitak
B10.000-30.000 KBranco-azuladaRigel
A7.500-10.000 KBrancaSirius
F6.000-7.500 KBranco-amareladaProcyon
G5.200-6.000 KAmarelaSol
K3.700-5.200 KLaranjaAldebaran
M2.400-3.700 KVermelhaBetelgeuse
Tabela 1 – Classificação de Harvard

Se você tem facilidade com inglês, poderá memorizar a ordem dessa classificação espectral com o seguinte mnemônico criado pelo astrônomo Henry Russell:

Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me

Cada uma dessas classes é subdividida em 10 graus numéricos, de 0 a 9. O número 0 denota as estrelas mais quentes de seu tipo, enquanto o número 9 as estrelas mais frias. Ou seja, estrelas do tipo G2 são ligeiramente mais quentes e massivas do que estrelas G6. Então, ordenando estrelas mais quentes para as mais frias, podemos escrever: F8, F9, G0, G1, G2, …, G9, K0, K1, e assim por diante. Esses graus numéricos podem ainda ser decimais, como B1.5 (usando notação americana, com ponto).

Classificação estelar de Harvard

O sistema de Harvard classifica apenas as estrelas quanto à sua classe espectral. Por outro lado, na classificação espectral de Yerkes – também chamada de classificação de Morgan-Keenan (MK) -, uma classe de luminosidade é adicionada junto à classe espectral de temperatura, sendo identificada por algarismos romanos. A classificação espectral de Yerkes é relacionada de acordo com a largura das linhas de absorção de determinados elementos. Estrelas mais luminosas são maiores e mais densas, logo, tem maior força gravitacional e maior pressão interna. Esse detalhe permite distinguir se uma estrela vermelha da classe M é uma anã vermelha (Próxima Centauri, do tipo V) ou uma supergigante vermelha (Betelgeuse, do tipo Ia).

ClasseDescriçãoExemplo
0 ou Ia+HipergigantesCygnus OB2 #12 (B3-4Ia+)
IaSupergigantes luminosasBetelgeuse (M1-2Ia)
IabSupergigantes intermediáriasAntares (M1Iab)
IbSupergigantes pouco luminosasAlpha Persei (F5Ib)
IIGigantes luminosasCanopus (A9II)
IIIGigantesArcturus (K0III)
IVSubgigantesAcrux (B0.5IV)
VSequência-principalSol (G2V)
VI ou sdSub-anãsEstrela de Kapteyn (sdM1)
VII ou DAnãs brancas40 Eridani B (DA)
Tabela 2 – Classificação Espectral de Yerkes

Diagrama de Hertzsprung-Russell

O Diagrama de Hertzsprung-Russell (também chamado de Diagrama HR) é um diagrama de dispersão que demonstra uma relação existente entre luminosidade de uma estrela e sua temperatura. Ejnar Hertzsprung descobriu que estrelas da mesma cor podiam ser divididas entre luminosas, que ele chamou de gigantes, e estrelas de baixa luminosidade, que ele chamou de anãs. Desta forma, o Sol e a estrela Capella têm a mesma classe espectral tipo G, isto é, a mesma cor, mas Capella é uma gigante, cerca de 100 vezes mais luminosa que o Sol.

Diagrama HR
Diagrama HR contando 22 mil estrelas observadas pelo satélite HIPPARCOS.

No diagrama HR o eixo horizontal X é a classe espectral, o eixo vertical Y a luminosidade. A temperatura cresce para a esquerda e a luminosidade para cima. O que é visível em um diagrama HR é que as estrelas não se distribuem de forma espalhada, mas se concentram em determinadas faixas. A maior parte das estrelas está alinhada ao longo de uma estreita faixa na diagonal que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e muito luminosas), até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas). Essa faixa é chamada sequência-principal.

As estrelas da sequência-principal têm, por definição, classe de luminosidade V. Um número significativo de estrelas também se concentra acima da sequência-principal, na região superior direita (estrelas frias e luminosas). Essas estrelas são chamadas gigantes, e pertencem à classe de luminosidade II ou III. Bem no topo do diagrama existem algumas estrelas ainda mais luminosas: são chamadas supergigantes, com classe de luminosidade I. Finalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior esquerdo (estrelas quentes e pouco luminosas): são chamadas anãs brancas. Apesar do nome, as anãs brancas na verdade cobrem um intervalo de temperatura e cores que abrange desde as mais quentes, que são azuis ou brancas, e têm temperatura superficiais de até 200.000 K, até as mais frias, que são as anãs vermelhas, e têm temperaturas superficiais na média de 3.500 K.

Algumas outras classificações…

Fora das classificações convencionais, existe uma quantidade considerável de novas classificações bem específicas que passaram a ser utilizadas a partir de novas observações e descobertas. Algumas delas são…

Classe W: estrelas Wolf-Rayet

As estrelas classe W, também chamadas de estrelas Wolf-Rayet, são extremamente luminosas e não tem linhas de emissão de hidrogênio. Ao invés disso, suas linhas espectrais são dominadas por emissões de hélio, carbono e oxigênio ionizado, mas não hidrogênio. A hipótese é que durante o estágio de gigante vermelha, pulsações e ventos solares podem ter expulsado as camadas externas de hidrogênio, deixando a camada quente de hélio exposta.

Classes L, T e Y: anãs marrons

Anã-marrom
Ilustração do que seria uma estrela anã marrom.

As anãs marrons são objetos astronômicos que se posicionam acima dos planetas gigantes gasosos mais massivos e abaixo das estrelas com a menor massa possível para que ocorra a fusão do hidrogênio, por isso são apelidadas de “estrelas fracassadas”.

As classes espectrais L, T e Y foram criadas para classificar essas estrelas muito frias, mais frias do que estrelas da classe M e são observadas com telescópios infravermelhos, já que sua emissão está praticamente no limiar do espectro de luz visível.

  • Classe L: as anãs marrons, são estrelas logo abaixo das classes M, elas não tem massa suficiente para fundir o hidrogênio como uma estrela tradicional porém sua pouca massa ainda é suficiente para fundir o deutério e o lítio, emitindo pouco calor. São muito apagadas, de cor vermelha escura, mas bem visíveis no espectro infravermelho.
  • Classe T: são estrelas mais frias que as classe L e possuem linhas espectrais muito fortes de metano. Tem temperaturas entre 550 e 1.300 K (277 e 1027ºC) e suas emissões tem como pico o infravermelho, sendo praticamente invisíveis em luz visível.
  • Classe Y: também conhecidas como anãs sub-marrons, esses objetos são compostos por gás e se formam como estrelas, sua atividade interna produz calor (apesar da temperatura na superfície ser de ~300 K, ou 27ºC, um dia fresco de verão na Terra), porém sua massa é insuficiente para fundir qualquer elemento. De fato, essas estrelas estão mais próximas dos planetas gigantes gasosos do que as estrelas de fato, e ainda não há consenso entre astrônomos sobre classificá-los como planetas errantes.

Referências

  • HEWITT, Paul G. Física Conceitual. 12ª ed. Porto Alegre: Editora Bookman, 2015. p. 566
  • MaStar Overview. SDSS, 2018. Disponível em: <https://www.sdss.org/dr16/mastar/>. Acesso em: 18 de fev. de 2021.
  • Stellar Classification. Wikipedia, 2021. Disponível em: <https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification>. Acesso em: 17 de fev. de 2021.
  • RAIBLE, John et. al. Blackbody Radiation. OpenStax University Physics, 2020. Disponível em: <https://cnx.org/contents/XoJs_WGT@1.3:OjoA1o37@7/2-1-Blackbody-Radiation>. Acesso em: 19 de fev. de 2021.

Brunno Pleffken Hosti

Professor. Graduando em Licenciatura em Física pela Pontifícia Universidade Católica do Paraná (PUCPR). Extensão em Astrofísica pela UFSC. Editor do Espaço-Tempo.

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