17.3: Os espectros das estrelas (e das anãs marrons)
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva como os astrônomos usam classes espectrais para caracterizar estrelas
- Explique a diferença entre uma estrela e uma anã marrom
Medir as cores é apenas uma forma de analisar a luz das estrelas. Outra forma é usar um espectrógrafo para espalhar a luz em um espectro (veja os capítulos Radiação e Espectros e Instrumentos Astronômicos). Em 1814, o físico alemão Joseph Fraunhofer observou que o espectro do Sol mostra linhas escuras cruzando uma faixa contínua de cores. Na década de 1860, os astrônomos ingleses Sir William Huggins e Lady Margaret Huggins (Figura\(\PageIndex{1}\)) conseguiram identificar algumas das linhas nos espectros estelares como aquelas de elementos conhecidos na Terra, mostrando que os mesmos elementos químicos encontrados no Sol e nos planetas existem nas estrelas. Desde então, os astrônomos trabalharam duro para aperfeiçoar técnicas experimentais para obter e medir espectros e desenvolveram uma compreensão teórica do que pode ser aprendido com os espectros. Hoje, a análise espectroscópica é um dos pilares da pesquisa astronômica.
Formação de espectros estelares
Quando os espectros de estrelas diferentes foram observados pela primeira vez, os astrônomos descobriram que nem todos eram idênticos. Como as linhas escuras são produzidas pelos elementos químicos presentes nas estrelas, os astrônomos primeiro pensaram que os espectros diferem uns dos outros porque as estrelas não são todas feitas dos mesmos elementos químicos. Essa hipótese acabou sendo errada. A principal razão pela qual os espectros estelares parecem diferentes é porque as estrelas têm temperaturas diferentes. A maioria das estrelas tem quase a mesma composição do Sol, com apenas algumas exceções.
O hidrogênio, por exemplo, é de longe o elemento mais abundante na maioria das estrelas. No entanto, linhas de hidrogênio não são vistas nos espectros das estrelas mais quentes e frias. Nas atmosferas das estrelas mais quentes, os átomos de hidrogênio são completamente ionizados. Como o elétron e o próton estão separados, o hidrogênio ionizado não pode produzir linhas de absorção. (Lembre-se da seção Formação de Linhas Espectrais, as linhas são o resultado de elétrons em órbita ao redor de um núcleo alterando os níveis de energia.)
Nas atmosferas das estrelas mais frias, os átomos de hidrogênio têm seus elétrons conectados e podem mudar os níveis de energia para produzir linhas. No entanto, praticamente todos os átomos de hidrogênio estão no estado de menor energia (não excitado) nessas estrelas e, portanto, podem absorver apenas os fótons capazes de elevar um elétron desse primeiro nível de energia para um nível mais alto. Fótons com energia suficiente para fazer isso estão na parte ultravioleta do espectro eletromagnético, e há muito poucos fótons ultravioleta na radiação de uma estrela fria. O que isso significa é que se você observar o espectro de uma estrela muito quente ou muito fria com um telescópio típico na superfície da Terra, o elemento mais comum nessa estrela, o hidrogênio, mostrará linhas espectrais muito fracas ou nenhuma.
As linhas de hidrogênio na parte visível do espectro (chamadas linhas de Balmer) são mais fortes em estrelas com temperaturas intermediárias — nem muito quentes nem muito frias. Os cálculos mostram que a temperatura ideal para produzir linhas de hidrogênio visíveis é de cerca de 10.000 K. Nessa temperatura, um número apreciável de átomos de hidrogênio é excitado até o segundo nível de energia. Eles podem então absorver fótons adicionais, subir para níveis ainda mais altos de excitação e produzir uma linha de absorção escura. Da mesma forma, todos os outros elementos químicos, em cada um de seus possíveis estágios de ionização, têm uma temperatura característica na qual é mais eficaz na produção de linhas de absorção em qualquer parte específica do espectro.
Classificação dos espectros estelares
Os astrônomos usam os padrões de linhas observados nos espectros estelares para classificar as estrelas em uma classe espectral. Como a temperatura de uma estrela determina quais linhas de absorção estão presentes em seu espectro, essas classes espectrais são uma medida de sua temperatura superficial. Existem sete classes espectrais padrão. Da mais quente à mais fria, essas sete classes espectrais são designadas O, B, A, F, G, K e M. Recentemente, os astrônomos adicionaram três classes adicionais para objetos ainda mais frios — L, T e Y.
Neste ponto, você pode estar olhando para essas letras com admiração e se perguntando por que os astrônomos não chamaram os tipos espectrais de A, B, C e assim por diante. Você verá, como contamos a história, que é um caso em que a tradição venceu o bom senso.
Na década de 1880, Williamina Fleming criou um sistema para classificar estrelas com base na força das linhas de absorção de hidrogênio. Os espectros com as linhas mais fortes foram classificados como estrelas “A”, a próxima mais forte “B” e assim por diante, descendo o alfabeto até estrelas “O”, nas quais as linhas de hidrogênio eram muito fracas. Mas vimos acima que as linhas de hidrogênio por si só não são um bom indicador para classificar estrelas, já que suas linhas desaparecem do espectro de luz visível quando as estrelas ficam muito quentes ou muito frias.
Na década de 1890, Annie Jump Cannon revisou esse sistema de classificação, concentrando-se em apenas algumas letras do sistema original: A, B, F, G, K, M e O. Em vez de recomeçar, Cannon também reorganizou as classes existentes — em ordem decrescente de temperatura — na sequência que aprendemos: O, B, A, F, G, K, M. As você pode ler no artigo sobre Annie Cannon: Classificador das Estrelas. Mais adiante nesta seção, ela classificou cerca de 500.000 estrelas ao longo de sua vida, classificando até três estrelas por minuto observando os espectros estelares.
Pesquisa Sloan Digital Sky
Para um mergulho profundo nos tipos espectrais, explore o projeto interativo no Sloan Digital Sky Survey, no qual você mesmo pode praticar a classificação de estrelas.
Para ajudar os astrônomos a se lembrarem dessa ordem louca de letras, Cannon criou um mnemônico, “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”. (Se preferir, você pode facilmente substituir “Guy” por “Girl”.) Outros mnemônicos, que esperamos que não sejam relevantes para você, incluem “Oh Brother, Astronomers Frequently Give Killer Midterms” e “Oh Boy, An F Grade Kills Me!” Com as novas classes espectrais L, T e Y, o mnemônico pode ser expandido para “Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me Like That, Yo!”
Cada uma dessas classes espectrais, exceto possivelmente a classe Y que ainda está sendo definida, é subdividida em 10 subclasses designadas pelos números de 0 a 9. Uma estrela B0 é o tipo mais quente de estrela B; uma estrela B9 é o tipo mais legal de estrela B e é apenas um pouco mais quente que uma estrela A0.
E apenas mais um item de vocabulário: por razões históricas, os astrônomos chamam todos os elementos de mais pesados que os metais de hélio, mesmo que a maioria deles não mostre propriedades metálicas. (Se você está ficando irritado com o jargão peculiar que os astrônomos usam, lembre-se de que cada campo da atividade humana tende a desenvolver seu próprio vocabulário especializado. Tente ler um formulário de cartão de crédito ou contrato de mídia social hoje em dia, sem treinamento em direito!)
Vamos dar uma olhada em alguns detalhes de como os espectros das estrelas mudam com a temperatura. (Foram esses detalhes que permitiram a Annie Cannon identificar os tipos espectrais de estrelas em até três por minuto!) Como\(\PageIndex{2}\) mostra a Figura, nas estrelas O mais quentes (aquelas com temperaturas acima de 28.000 K), apenas linhas de hélio ionizado e átomos altamente ionizados de outros elementos são visíveis. As linhas de hidrogênio são mais fortes em estrelas A com temperaturas atmosféricas de cerca de 10.000 K. Metais ionizados fornecem as linhas mais visíveis em estrelas com temperaturas de 6000 a 7500 K (tipo espectral F). Nas estrelas M mais frias (abaixo de 3500 K), as bandas de absorção de óxido de titânio e outras moléculas são muito fortes. A propósito, a classe espectral atribuída ao Sol é G2. A sequência das classes espectrais está resumida na Tabela\(\PageIndex{1}\).
| Classe espectral | Cor | Temperatura aproximada (K) | Características principais | Exemplos |
|---|---|---|---|---|
| O | Azul | > 30.000 | Linhas de hélio neutras e ionizadas, linhas fracas de hidrogênio | 10 laceradas |
| B | Azul-branco | 10.000—30.000 | Linhas neutras de hélio, linhas de hidrogênio | Rigel, Spica |
| UMA | Branco | 7500—10.000 | Linhas de hidrogênio mais fortes, linhas fracas de cálcio ionizado, linhas fracas de metal ionizado (por exemplo, ferro, magnésio) | Sírius, Vega |
| F | Amarelo-branco | 6000—7500 | Linhas de hidrogênio fortes, linhas de cálcio ionizado fortes, linhas fracas de sódio, muitas linhas de metal ionizado | Canopus, Procyon |
| G | Amarelo | 5200—6000 | Linhas de hidrogênio mais fracas, linhas de cálcio ionizado fortes, linhas de sódio fortes, muitas linhas de metais ionizados e neutros | Sol, Capella |
| K | Alaranjado | 3700—5200 | Linhas de hidrogênio muito fracas, linhas fortes de cálcio ionizado, linhas de sódio fortes, muitas linhas de metais neutros | Arcturus, Aldebarán |
| M | Vermelho | 2400—3700 | Linhas fortes de metais neutros e bandas moleculares de óxido de titânio dominam | Betelgeuse, Antares |
| L | Vermelho | 1300—2400 | Linhas de hidreto metálico, linhas de metal alcalino (por exemplo, sódio, potássio, rubídio) | Teide 1 |
| T | Magenta | 700—1300 | Linhas de metano | Gliese 229B |
| Y | Infravermelho 1 | < 700 | Linhas de amônia | SÁBIO 1828+2650 |
Para ver como a classificação espectral funciona, vamos usar a Figura\(\PageIndex{2}\). Suponha que você tenha um espectro no qual as linhas de hidrogênio sejam cerca de metade da força das vistas em uma estrela A. Observando as linhas em nossa figura, você vê que a estrela pode ser uma estrela B ou uma estrela G. Mas se o espectro também contém linhas de hélio, então é uma estrela B, enquanto se contém linhas de ferro ionizado e outros metais, deve ser uma estrela G.
Se você observar a Figura\(\PageIndex{3}\), verá que você também pode atribuir uma classe espectral a uma estrela cujo tipo ainda não era conhecido. Tudo o que você precisa fazer é combinar o padrão das linhas espectrais com uma estrela padrão (como as mostradas na figura) cujo tipo já foi determinado.
Tanto as cores quanto as classes espectrais podem ser usadas para estimar a temperatura de uma estrela. Os espectros são mais difíceis de medir porque a luz precisa ser brilhante o suficiente para se espalhar por todas as cores do arco-íris, e os detectores devem ser sensíveis o suficiente para responder a comprimentos de onda individuais. Para medir as cores, os detectores precisam responder apenas aos muitos comprimentos de onda que passam simultaneamente pelos filtros coloridos que foram escolhidos, ou seja, a toda a luz azul ou a toda a luz verde-amarela.
ANNIE CANNON: CLASSIFICADORA DAS ESTRELAS
Annie Jump Cannon nasceu em Delaware em 1863 (Figura\(\PageIndex{4}\)). Em 1880, ela foi para o Wellesley College, uma das novas faculdades americanas que se abrem para educar mulheres jovens. Wellesley, com apenas 5 anos na época, tinha o segundo laboratório de física estudantil no país e oferecia um excelente treinamento em ciências básicas. Depois da faculdade, Cannon passou uma década com seus pais, mas ficou muito insatisfeita, desejando fazer trabalhos científicos. Após a morte de sua mãe em 1893, ela retornou a Wellesley como professora assistente e também para fazer cursos na Radcliffe, a faculdade feminina associada a Harvard.
No final do século XIX, o diretor do Observatório de Harvard, Edward C. Pickering, precisou de muita ajuda com seu ambicioso programa de classificação de espectros estelares. A base para esses estudos foi uma coleção monumental de quase um milhão de espectros fotográficos de estrelas, obtidos de muitos anos de observações feitas no Harvard College Observatory, em Massachusetts, bem como em suas remotas estações de observação na América do Sul e na África do Sul. Pickering descobriu rapidamente que mulheres jovens educadas podiam ser contratadas como assistentes por um terço ou um quarto do salário pago aos homens, e muitas vezes suportavam condições de trabalho e tarefas repetitivas que homens com a mesma educação não tolerariam. Essas mulheres ficaram conhecidas como Harvard Computers. (Devemos enfatizar que os astrônomos não foram os únicos a chegar a essas conclusões sobre a ideia relativamente nova de mulheres de classe alta e educadas trabalhando fora de casa: as mulheres eram exploradas e subvalorizadas em muitos campos. Esse é um legado do qual nossa sociedade está apenas começando a emergir.)
Cannon foi contratado pela Pickering como um dos “computadores” para ajudar na classificação dos espectros. Ela se tornou tão boa nisso que pôde examinar visualmente e determinar os tipos espectrais de várias centenas de estrelas por hora (ditando suas conclusões a um assistente). Ela fez muitas descobertas enquanto investigava as placas fotográficas de Harvard, incluindo 300 estrelas variáveis (estrelas cuja luminosidade muda periodicamente). Mas seu principal legado é um catálogo maravilhoso de tipos espectrais para centenas de milhares de estrelas, que serviu como base para grande parte da astronomia do século XX.
Em 1911, um comitê visitante de astrônomos relatou que “ela é a única pessoa no mundo que pode fazer esse trabalho com rapidez e precisão” e instou Harvard a dar a Cannon uma nomeação oficial de acordo com sua habilidade e renome. Somente em 1938, no entanto, Harvard a nomeou astrônoma na universidade; ela tinha então 75 anos.
Cannon recebeu o primeiro diploma honorário concedido por Oxford a uma mulher, e ela se tornou a primeira mulher a ser eleita oficial da Sociedade Astronômica Americana, a principal organização profissional de astrônomos nos EUA. Ela generosamente doou o dinheiro de um dos maiores prêmios que ganhou para fundar um prêmio especial para mulheres em astronomia, agora conhecido como Prêmio Annie Jump Cannon. Fiel à forma, ela continuou classificando os espectros estelares quase até o fim de sua vida, em 1941.
Classes espectrais L, T e Y
O esquema criado por Cannon funcionou bem até 1988, quando os astrônomos começaram a descobrir objetos ainda mais frios do que estrelas do tipo M9. Usamos a palavra objeto porque muitas das novas descobertas não são verdadeiras estrelas. Uma estrela é definida como um objeto que, durante parte de sua vida, deriva 100% de sua energia do mesmo processo que faz o Sol brilhar — a fusão de núcleos de hidrogênio (prótons) em hélio. Objetos com massas inferiores a cerca de 7,5% da massa do nosso Sol (cerca de 0,075 M de Sol) não ficam quentes o suficiente para que a fusão de hidrogênio ocorra. Mesmo antes da primeira “estrela fracassada” ser encontrada, essa classe de objetos, com massas intermediárias entre estrelas e planetas, recebeu o nome de anãs marrons.
As anãs marrons são muito difíceis de observar porque são extremamente fracas e frias e emitem a maior parte de sua luz na parte infravermelha do espectro. Foi somente após a construção de telescópios muito grandes, como os telescópios Keck, no Havaí, e o desenvolvimento de detectores infravermelhos muito sensíveis, que a busca por anãs marrons teve sucesso. A primeira anã marrom foi descoberta em 1988 e, no verão de 2015, havia mais de 2200 anãs marrons conhecidas.
Inicialmente, as anãs marrons receberam classes espectrais como M10 + ou “muito mais frias que M9”, mas agora se sabe muitas que é possível começar a atribuir tipos espectrais. As anãs marrons mais quentes recebem os tipos L0—L9 (temperaturas na faixa de 2400—1300 K), enquanto objetos ainda mais frios (1300—700 K) recebem os tipos T0—T9 (Figura\(\PageIndex{5}\)). Nas anãs marrons da classe L, as linhas de óxido de titânio, que são fortes nas estrelas M, desapareceram. Isso ocorre porque as anãs L são tão frias que átomos e moléculas podem se reunir em partículas de poeira em suas atmosferas; o titânio fica preso nos grãos de poeira em vez de estar disponível para formar moléculas de óxido de titânio. Linhas de vapor (vapor de água quente) estão presentes, junto com linhas de monóxido de carbono e sódio, potássio, césio e rubídio neutros. As linhas de metano (CH4) são fortes nas anãs marrons da classe T, pois o metano existe na atmosfera dos planetas gigantes em nosso próprio sistema solar.
Em 2009, astrônomos descobriram anãs marrons muito frias com temperaturas de 500 a 600 K. Esses objetos exibiram linhas de absorção devido à amônia (NH3), que não são vistas nas anãs T. Uma nova classe espectral, Y, foi criada para esses objetos. Em 2015, foram descobertas mais de duas dúzias de anãs marrons pertencentes à classe espectral Y, algumas com temperaturas comparáveis às do corpo humano (cerca de 300 K).
A maioria das anãs marrons começa com temperaturas atmosféricas e espectros como os de estrelas verdadeiras com classes espectrais de M6.5 e posteriores, mesmo que as anãs marrons não sejam quentes e densas o suficiente em seus interiores para fundir hidrogênio. De fato, os espectros de anãs marrons e estrelas verdadeiras são tão semelhantes aos tipos espectrais tardios de M a L que não é possível distinguir os dois tipos de objetos com base apenas nos espectros. É necessária uma medida independente de massa para determinar se um objeto específico é uma anã marrom ou uma estrela de massa muito baixa. Como as anãs marrons esfriam constantemente ao longo de suas vidas, o tipo espectral de uma determinada anã marrom muda com o tempo, ao longo de um bilhão de anos ou mais, do final dos tipos espectrais M até L, T e Y.
Anãs marrons de baixa massa versus planetas de alta massa
Uma propriedade interessante das anãs marrons é que elas têm aproximadamente o mesmo raio de Júpiter, independentemente de suas massas. Surpreendentemente, isso cobre uma faixa de massas de cerca de 13 a 80 vezes a massa de Júpiter (M J). Isso pode tornar muito difícil distinguir uma anã marrom de baixa massa de um planeta de alta massa.
Então, qual é a diferença entre uma anã marrom de baixa massa e um planeta de alta massa? A União Astronômica Internacional considera que a característica distintiva é a fusão de deutério. Embora as anãs marrons não sustentem a fusão regular de hidrogênio (próton-próton), elas são capazes de fundir deutério (uma forma rara de hidrogênio com um próton e um nêutron em seu núcleo). A fusão do deutério pode ocorrer a uma temperatura mais baixa do que a fusão do hidrogênio. Se um objeto tem massa suficiente para fundir deutério (cerca de 13 M J ou 0,012 M Sol), é uma anã marrom. Objetos com menos de 13 M J não fundem deutério e geralmente são considerados planetas.
Resumo
As diferenças nos espectros das estrelas devem-se principalmente às diferenças de temperatura, não à composição. Os espectros das estrelas são descritos em termos de classes espectrais. Em ordem decrescente de temperatura, essas classes espectrais são O, B, A, F, G, K, M, L, T e Y. Estas são ainda divididas em subclasses numeradas de 0 a 9. As classes L, T e Y foram adicionadas recentemente para descrever objetos semelhantes a estrelas recém-descobertos — principalmente anãs marrons — que são mais frios que M9. Nosso Sol tem o tipo espectral G2.
Notas de pé
1 A absorção pelos átomos de sódio e potássio faz com que as anãs Y pareçam um pouco menos vermelhas do que as anãs L.
Glossário
- anã marrom
- um objeto de tamanho intermediário entre um planeta e uma estrela; a faixa de massa aproximada é de cerca de 1/100 da massa do Sol até o limite inferior de massa para reações nucleares autossustentáveis, que é cerca de 0,075 a massa do Sol; anãs marrons são capazes de fusão de deutério, mas não de fusão de hidrogênio
- classe espectral
- (ou tipo espectral) a classificação das estrelas de acordo com suas temperaturas usando as características de seus espectros; os tipos são O, B, A, F, G, K e M com L, T e Y adicionados recentemente para objetos semelhantes a estrelas mais frias que pesquisas recentes revelaram