19.4: O H-R e as distâncias cósmicas
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Entenda como os tipos espectrais são usados para estimar as luminosidades estelares
- Examine como essas técnicas são usadas pelos astrônomos hoje
Estrelas variáveis não são a única forma de estimar a luminosidade das estrelas. Outra forma envolve o diagrama H-R, que mostra que o brilho intrínseco de uma estrela pode ser estimado se soubermos seu tipo espectral.
Distâncias de tipos espectrais
Por mais satisfatórias e produtivas que as estrelas variáveis tenham sido para a medição de distâncias, essas estrelas são raras e não são encontradas perto de todos os objetos aos quais desejamos medir distâncias. Suponha, por exemplo, que precisemos da distância até uma estrela que não esteja variando ou até um grupo de estrelas, nenhuma das quais seja uma variável. Nesse caso, acontece que o diagrama H-R pode nos ajudar.
Se pudermos observar o espectro de uma estrela, podemos estimar sua distância a partir da nossa compreensão do diagrama H—R. Conforme discutido em Analisando a luz das estrelas, um exame detalhado de um espectro estelar permite que os astrônomos classifiquem a estrela em um dos tipos espectrais que indicam a temperatura da superfície. (Os tipos são O, B, A, F, G, K, M, L, T e Y; cada um deles pode ser dividido em subgrupos numerados.) Em geral, no entanto, o tipo espectral por si só não é suficiente para nos permitir estimar a luminosidade. Veja novamente a Figura\(18.4.1\) na Seção 18.4. Uma estrela G2 pode ser uma estrela da sequência principal com uma luminosidade de 1 L de Sol, ou pode ser uma gigante com uma luminosidade de 100 L de Sol, ou mesmo uma supergigante com uma luminosidade ainda maior.
No entanto, podemos aprender mais com o espectro de uma estrela do que apenas com sua temperatura. Lembre-se, por exemplo, de que podemos detectar diferenças de pressão nas estrelas a partir dos detalhes do espectro. Esse conhecimento é muito útil porque as estrelas gigantes são maiores (e têm pressões mais baixas) do que as estrelas da sequência principal, e as supergigantes ainda são maiores que as gigantes. Se observarmos detalhadamente o espectro de uma estrela, podemos determinar se ela é uma estrela da sequência principal, uma gigante ou uma supergigante.
Suponha, para começar com o exemplo mais simples, que o espectro, a cor e outras propriedades de uma estrela G2 distante correspondam exatamente às do Sol. É então razoável concluir que essa estrela distante provavelmente será uma estrela da sequência principal, assim como o Sol, e terá a mesma luminosidade que o Sol. Mas se houver diferenças sutis entre o espectro solar e o espectro da estrela distante, então a estrela distante pode ser uma gigante ou até mesmo uma supergigante.
O sistema mais amplamente usado de classificação de estrelas divide estrelas de uma determinada classe espectral em seis categorias chamadas classes de luminosidade. Essas classes de luminosidade são indicadas por números romanos da seguinte forma:
- Ia: Supergigantes mais brilhantes
- Ib: Supergigantes menos luminosas
- II: Gigantes brilhantes
- III: Gigantes
- IV: Subgigantes (intermediário entre gigantes e estrelas da sequência principal)
- V: Estrelas da sequência principal
A especificação espectral completa de uma estrela inclui sua classe de luminosidade. Por exemplo, uma estrela da sequência principal com classe espectral F3 é escrita como F3 V. A especificação para um gigante M2 é M2 III. A figura\(\PageIndex{1}\) ilustra a posição aproximada de estrelas de várias classes de luminosidade no diagrama H—R. As partes tracejadas das linhas representam regiões com muito poucas ou nenhuma estrela.
Com suas classes espectral e de luminosidade conhecidas, a posição de uma estrela no diagrama H—R é determinada de forma única. Como o diagrama representa graficamente a luminosidade versus a temperatura, isso significa que agora podemos ler a luminosidade da estrela (uma vez que seu espectro nos ajudou a colocá-la no diagrama). Como antes, se soubermos o quão luminosa a estrela realmente é e vemos o quão fraca ela parece, a diferença nos permite calcular sua distância. (Por razões históricas, os astrônomos às vezes chamam esse método de determinação de distância de paralaxe espectroscópica, mesmo que o método não tenha nada a ver com paralaxe.)
O método do diagrama H—R permite aos astrônomos estimar distâncias até estrelas próximas, bem como algumas das estrelas mais distantes da nossa galáxia, mas está ancorado por medições de paralaxe. As distâncias medidas usando paralaxe são o padrão-ouro para distâncias: elas não se baseiam em suposições, apenas na geometria. Uma vez que os astrônomos pegam o espectro de uma estrela próxima da qual também conhecemos a paralaxe, sabemos a luminosidade que corresponde a esse tipo espectral. Estrelas próximas, portanto, servem como referência para estrelas mais distantes porque podemos supor que duas estrelas com espectros idênticos têm a mesma luminosidade intrínseca.
Algumas palavras sobre o mundo real
Livros didáticos introdutórios como o nosso trabalham duro para apresentar o material de forma direta e simplificada. Ao fazer isso, às vezes prestamos um péssimo serviço aos nossos alunos, fazendo com que as técnicas científicas pareçam muito limpas e indolores. No mundo real, as técnicas que acabamos de descrever se revelam confusas e difíceis, e muitas vezes causam aos astrônomos dores de cabeça que duram até tarde.
Por exemplo, as relações que descrevemos, como a relação entre o período e a luminosidade de certas estrelas variáveis, não são exatamente linhas retas em um gráfico. Os pontos que representam muitas estrelas se espalham amplamente quando traçados e, portanto, as distâncias derivadas deles também têm uma certa dispersão ou incerteza embutida.
As distâncias que medimos com os métodos que discutimos são, portanto, precisas apenas até uma certa porcentagem de erro — às vezes 10%, às vezes 25%, às vezes até 50% ou mais. Um erro de 25% para uma estrela estimada em 10.000 anos-luz de distância significa que ela pode estar entre 7500 e 12.500 anos-luz de distância. Isso seria uma incerteza inaceitável se você estivesse carregando combustível em uma nave espacial para uma viagem à estrela, mas não é uma má primeira figura com a qual trabalhar se você for um astrônomo preso no planeta Terra.
Nem a construção de diagramas H—R é tão fácil quanto você imagina à primeira vista. Para fazer um bom diagrama, é preciso medir as características e distâncias de muitas estrelas, o que pode ser uma tarefa demorada. Como nossa própria vizinhança solar já está bem mapeada, as estrelas que os astrônomos mais desejam estudar para avançar nosso conhecimento provavelmente estarão distantes e fracas. Pode levar horas de observação para obter um único espectro. Os observadores podem ter que passar muitas noites no telescópio (e muitos dias em casa trabalhando com seus dados) antes de fazer a medição da distância. Felizmente, isso está mudando porque pesquisas como Gaia estudarão bilhões de estrelas, produzindo conjuntos de dados públicos que todos os astrônomos podem usar.
Apesar dessas dificuldades, as ferramentas que discutimos nos permitem medir uma notável variedade de distâncias — paralaxes para as estrelas mais próximas, estrelas variáveis RR Lyrae; o diagrama H-R para aglomerados de estrelas em nossas próprias galáxias e nas próximas; e cefeides a distâncias de 60 milhões de anos-luz. A tabela\(\PageIndex{1}\) descreve os limites de distância e a sobreposição de cada método.
Cada técnica descrita neste capítulo se baseia em pelo menos um outro método, formando o que muitos chamam de escada de distância cósmica. As paralaxes são a base de todas as estimativas de distância estelar, os métodos espectroscópicos usam estrelas próximas para calibrar seus diagramas H-R e as estimativas de distância RR Lyrae e cefeide são baseadas nas estimativas de distância do diagrama H-R (e até mesmo em uma medição de paralaxe para uma cefeida próxima, Delta Cephei).
Essa cadeia de métodos permite que os astrônomos ultrapassem os limites ao procurar estrelas ainda mais distantes. Trabalhos recentes, por exemplo, usaram estrelas RR Lyrae para identificar galáxias companheiras escuras de nossa própria Via Láctea a distâncias de 300.000 anos-luz. O método do diagrama H—R foi usado recentemente para identificar as duas estrelas mais distantes da galáxia: estrelas gigantes vermelhas no halo da Via Láctea com distâncias de quase 1 milhão de anos-luz.
Podemos combinar as distâncias que encontramos para as estrelas com medições de sua composição, luminosidade e temperatura, feitas com as técnicas descritas em Analisando a luz das estrelas e as estrelas: um censo celestial. Juntos, eles formam o arsenal de informações de que precisamos para rastrear a evolução das estrelas desde o nascimento até a morte, assunto ao qual abordamos nos capítulos a seguir.
| Método | Alcance de distância |
|---|---|
| Paralaxe trigonométrica | 4—30.000 anos-luz quando a missão Gaia for concluída |
| Estrelas de RR Lyrae | Até 300.000 anos-luz |
| Diagrama H—R e distâncias espectroscópicas | Até 1.200.000 anos-luz |
| Estrelas cefeidas | Até 60.000.000 de anos-luz |
Resumo
Estrelas com temperaturas idênticas, mas diferentes pressões (e diâmetros) têm espectros um pouco diferentes. A classificação espectral pode, portanto, ser usada para estimar a classe de luminosidade de uma estrela, bem como sua temperatura. Como resultado, um espectro pode nos permitir identificar onde a estrela está localizada em um diagrama H-R e estabelecer sua luminosidade. Isso, com o brilho aparente da estrela, rende novamente sua distância. Os vários métodos de distância podem ser usados para comparar um contra o outro e, assim, criar uma espécie de escada de distância que nos permite encontrar distâncias ainda maiores.
Glossário
- classe de luminosidade
- uma classificação de uma estrela de acordo com sua luminosidade dentro de uma determinada classe espectral; nosso Sol, uma estrela G2V, tem classe de luminosidade V, por exemplo