TOMO XVII - CLASSIFICAÇÃO ESTELAR - POR HAVARD E YERKES

Tipos espectrais

São conhecidos dois sistemas de classificação espectral estelar, o classificado por Harvard e o do Laboratório de Yerkes. O primeiro baseia-se no calor da superfície estelar e o segundo pela ação gravitacional superficial relacionada com a luminosidade da estrela.

TEMPERATURAS ESTELARES POR HARVARD

Em um labareda podemos encontrar as diferentes cores das estrelas, devido a relação direta entre a cor da chama e a temperatura, como observaremos abaixo no infográfico as relação da cor da estrela e sua temperatura superficial.

O esquema espectral de Harvard é um esquema de classificação unidimensional, sendo que fisicamente as classes indicam o tipo de temperatura que se encontra a atmosfera da estrela sendo estas listadas das mais quentes as mais frias como veremos abaixo.

Em astronomia, classificação estelar é uma classificação de Estrelas baseadas na temperatura da fotosfera e suas características espectrais associadas. 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 provados.

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  rendimento 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.

Estrelas O brilham com um poder superior a um milhão de vezes a potência do Sol. Devido a serem tão massivas, as estrelas de classe O têm núcleos muito quentes, queimando assim o seu combustível de hidrogênio muito rapidamente, e como tal são as primeiras a saírem da sequência principal. Observações recentes realizadas 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 foto evaporação.

Exemplos: Zeta Orion, Zeta Puppis, Lambda Orion, Delta Orion

Espectro de uma estrela do tipo O5v

 Classe B

Estrelas da classe B são também muito luminosas, Rígel (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,  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 Siriús 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, sua cor é amarelada como o nosso Sol. 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

Novos membros d classe G

 

Ilustração mostra a estrela amarela gigante HR 5171A, a maior do tipo conhecida, junto com sua companheira recém-descoberta - Divulgação/ESO

Mas mesmo entre os representantes desta classe encontramos gigantes como uma descoberta no inicio do seculo XXI com 1,3 mil vezes o diâmetro de nossa estrela, a colocando entre os dez astros de maior tamanho conhecidos. Fora identificada por astrônomos uma rara estrela também amarela que faz a nossa parecer ainda mais diminuta. Registrada como HR 5171A, esta estrela hipergigante tem ultrapassando em 50% o tamanho da famosa supergigante vermelha Betelgeuse além de 01 milhão de vezes o seu brilho.

As novas observações também mostraram que esta estrela tem uma companheira binária muito próxima, o que foi uma verdadeira surpresa – comenta Olivier Chesneau, astrônomo do Observatório da Cote d’Azur em Nice, França, e líder da equipe internacional que usou o interferômetro dos telescópios VLT do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, para simular um gigantesco telescópio com espelho de 120 metros de diâmetro e obter resolução suficiente para fazer a descoberta

Diante disso, os cientistas acreditam que ambos astros estão em uma fase relativamente muito breve de suas existências, com o sistema podendo evoluir para uma fusão da qual resultará uma imensa, extremamente quente e brilhante estrela azul de rotação rápida e classe espectral B.

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 Arcturos enquanto outras como Alpha Centauro 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. 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:

Tipo W

São as estrelas do tipo Wolf-Rayet supergigantes em processo de morte.

Tipo L

São estrelas com temperatura de até 1,500 - 2,000 ºK - Estrelas com massa insuficiente para iniciar o processo de fusão de hidrôgenio (anãs marrons).A classe L tem sua designação devido ao lítio  presente em seu núcleo.

Tipo T

São estrelas jovens tipicas de nuvens interestelares que lhes serviram de berçário.

OBSERVAÇÕES SOBRE AS CLASSES T E L

As classes T e L podem ser mais comum do que todas as classes restantes combinadas, se pesquisas recente forem confirmadas. Do estudo de berçários 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.

Tipo C

Estrelas das classes N e R' são as estrelas de carbono (Gigantes vermelhas que se imagina terem atingido 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.

Sub Tipo R

São estrelas classificadas como estrelas de carbono mas com semelhança as estrela de classe K. Ex S Camelopardalis.

Sub Tipo N

São estrelas classificadas como estrelas de carbono mas com semelhança as estrelas de classe M. Ex R Leporis.

Tipo S

As estrelas da classe S têm linhas espectrais de Oxido de Zircônio no lugar de Oxido de Titânio, e estão entre as classes de estrelas M e as estrelas da classe C. 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.

Tipo D

Finalmente, a classe D é usada às vezes para as anã brancas, o estado no qual a maioria das estrelas termina a sua vida, tipo Siriús B.

Classificação espectral Yerkes

Classificação espectral do Laboratório de Yerkes

Esta classificação é baseada nas linhas espectrais sensíveis à gravidade superficial da estrela, 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 pela gravidade a esta, 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.

classe de luminosidade O

São representadas pelas estrelas  Hipergigantes ou maiores que estas.

classe de luminosidade Ia

São representantes desta classe as estrelas Supergigantes de maior luminosidade observável como a estrela Rígel.

CLASSE Ib

como representantes as estrelas supergigantes de menor luminosidade.

classe de luminosidade II

Temos como representantes as estrelas Gigantes luminosas. Na seguinte tabela abaixo estão estrelas gigantes luminosas dos distintos tipos espectrais ordenadas de maior a menor temperatura.

* Características intermédias entre gigante e gigante luminosa.

Uma estrela gigante luminosa é uma estrela de classe de luminosidade II sendo estrelas cujas características são intermédias entre as de uma estrela gigante e as de uma estrela supergigante.

CLASSE DE LUMINOSIDADE III

Uma estrela gigante normal é uma estrela com raio e luminosidade são substancialmente maiores do que os de uma estrela da seqüência principal de mesma temperatura superficial.

CLASSE DE LUMINOSIDADE IV

Representadas por estrelas Subgigantes que são definidas como aquelas que pertencem a uma classe de estrelas que são mais brilhantes que as estrelas da seqüência principal do mesmo tipo espectral, mas não são tão brilhantes quanto as verdadeiras gigantes.

CLASSE DE LUMINOSIDADE V

Estrelas que se encontram na seqüência principal (anãs), são aquelas que estão gerando luz e calor, convertendo hidrogênio em hélio através de fusão nuclear em seu núcleo. O Sol, juntamente com a maior parte das estrelas visíveis a olho nu, está na seqüência principal.

CLASSE LUMINOSIDADE VI

Uma sub-anã (raramente usada) se caracterizam como estrelas com luminosidade de 1.5 a 02 magnitudes, abaixo daquela das estrelas da seqüência principal do mesmo tipo espectral. Em um diagrama de Hertzsprung-Russell, as subanãs aparecem abaixo da seqüência principal.

Classe de luminosidade VII

São representadas pelas estrelas anãs brancas, que são objetos celestes resultantes do processo evolutivo de estrelas de até 10 vezes a Massa do sol, o que significa dizer que cerca de 98% de todas as estrelas evoluirão até a fase de anã branca. Entretanto, somente 6% dos objetos nas vizinhanças do Sol são anãs brancas.

MATÉRIA ESTELAR

Pelos tipos espectrais como vimos acima podemos definir que tipos de elementos estão presentes em uma estrela. Como veremos abaixo na tabela de como se identifica os elementos pela gama do espectro estelar.

TOMO XVI - ESTRELAS BLACK HOLES E A INFLUENCIA DA MASSIVIDADE

Black Holes são nada mais nada menos que os conhecidíssimos buracos negros de Star Trek entre outros. Ficaram populares em filmes na decada de 70 como a beira do abismo da Disney e depois se popularizou, sobre suas teoria de existência e, cosmos de Carl Sagan. Mas seu clímax mesmo se deu com o Best Sellers para leigos, como eu, "Uma breve história do tempo", de Stephen Hawking. Onde o autor numa forma bem humorada da um banho de conhecimento sobre os destruidores de matéria.

OS BURACOS NEGROS CONVENCIONAIS

Uma estrela possuir tanta massa, algo em torno de 25 a 50 vezes a massa do Sol que termina por implodir dentro de si mesma pela ação da gravidade, com densidade elevada ao infinito, onde nada nem a luz conseguem escapar.

Visualização de um buraco negro pelo acrescimento de massa de uma estrela próxima.

 Terminam por esvaziar toda a matéria a sua volta, absorvendo a mesma e agregando ao seu conteúdo, neste local as leis atuais da física não se verificam sendo para nos uma incógnita atualmente o que ocorre dentro do horizonte de eventos.

Antes de cair no buraco negro, o gás arrancado de estrelas próximas, ou nebulosas, as fazendo girar á velocidades próximas á da luz, e elevando a temperaturas superiores a 100 000 ºC. O próprio buraco negro não tem brilho, sua luz vem da espiral de gás gerada pelo aquecimento e radiação como raios gama, oriunda da estrela morta a tornando visível novamente. De certa forma um buraco negro é a morte definitiva de uma estrela, a vitória da gravidade sobre a massa. Mas mesmo estes monstros cósmicos têm um fim, lentamente evaporam, bem devagar, não constituindo objetos absolutamente permanentes, retornando ao estado de energia primordial.

 

 Vista da ultima área visível da estrela negra.

Nova teoria sobre o horizonte de eventos

 O físico Stephen Hawking, no seu novo estudo publicado em 2012 surpreendeu até a comunidade cientifica internacional, ele que é um dos criadores da moderna teoria dos buracos negros, termina por negar sua própria tese do horizonte de eventos.

No artigo Preservação de Informações e Previsão do Tempo para Buracos Negros, Hawking diz que o horizonte de eventos na realidade não existe. Essa espécie de fronteira visível, que vimos acima, e que manteria qualquer tipo de matéria no interior do buraco negro seria apenas um horizonte aparente, que só poderia reter a matéria por uns tempos. “Você não pode sair de um buraco negro na teoria clássica, mas a teoria quântica prevê que energia e outros tipos de informações escapem do buraco negro”, afirmou Hawking para a respeitada revista Nature.

Para Stephen Hawking, uma explicação formal do processo exigiria uma teoria que combinasse a gravidade com outras forças fundamentais da natureza, algo que os físicos vêm buscando sem sucesso, por quase um século. A nova noção de horizonte aparente postula que a captura da matéria é temporária, com sua liberação posterior em um formato totalmente distorcido e caótico. “Os efeitos em torno do buraco negro provocam flutuações quânticas demasiado violentas para se permitir a existência de uma fronteira tão definida”, conclui.     

Tipos de buraco negros de nossa Galáxia

GRS 1915 + 105 gira 1.150 vezes por segundo

GRS 1915 +105 está na nossa galáxia, a Via Láctea, a cerca de 35.000 anos-luz da Terra. O gás de uma estrela vizinha orbital foi puxado pelo imenso campo gravitacional desse buraco negro, formando um disco de gás em torno dele. Este buraco negro gira quase à velocidade máxima teórica. De acordo com nossas medições, ele pode ter uma taxa de rotação máxima de 1.150 vezes por segundo e uma taxa mínima de 950.

Colisão entre estrela do tamanho do Sol0020e um enorme buraco negro provocou uma das maiores explosões espaciais já registradas

          Astrônomos afirmam que uma explosão em uma galáxia distante aconteceu depois que um buraco negro massivo devorou uma estrela. A energia liberada foi detectada primeiramente pelo satélite Swift no final da primeira década do século XXI e foi confirmada depois por outros telescópios.

Possivelmente o clarão era uma explosão de raios gama de uma estrela em colapso, porém a queima de matéria de um evento como este dura normalmente apenas poucas horas. Ao invés de desaparecer, a explosão cósmica continuou a queimar e a emitir radiações de alta energia por dois meses e meio.

A conclusão fora de que uma estrela do tamanho do Sol foi sugada por um buraco negro gigante, este assim que abocanhou a estrela, liberou um feixe de energia.

O banquete estelar ocorreu em uma galáxia a 3,8 bilhões de anos luz.

Fora um caso extremamente raro o fenômeno começou em um buraco negro em repouso, que não estava atraindo matéria.

  

OS DEMAIS ELEMENTOS

O NÚCLEO ESTELAR

Nucleossíntese estelar

Todos os átomos e conseqüentemente toda a matéria que existe, já esteve no núcleo quente de uma estrela. Estrelas como o sol durante toda a sua vida na seqüência principal ira transformar seu estoque de hidrogênio em hélio durante aproximadamente 10 bilhões de anos a uma temperatura de 15 milhões de graus ºC. Quando seu estoque de hidrogênio se torna pouco para sustentar sua massa ele tende a se contrair e devido a este ato sua temperatura interna aumenta tanto que começa a converter hélio em carbono. Com o núcleo agora a 180 milhões de graus ºC, a estrela começa a expandir suas camadas externas aumentando consideravelmente de tamanho, no caso do Sol possivelmente chegara a um diâmetro de 150 milhões de km de diâmetro.

 Esta expansão toda faz com que a temperatura superficial da estrela diminua para aproximadamente 3000ºC. Este novo processo que a estrela sofre, tem uma vida muito curta se comparada à seqüência principal, durando aproximadamente 100 milhões de anos.

Estrela expelindo suas camadas externas.

A estrela como o nosso Sol não tem massa suficiente para iniciar a fusão do carbono e começa a se compactar, neste entretempo da compactação aos poucos suas camadas externas são expelidas pelas convulsões do núcleo da estrela moribunda que por fim cria às nebulosas planetárias, que estão presas a estrela por um fio apenas de gravidade.

 Ricas em hidrogênio e hélio que ainda compunham as camadas da cebola cósmica que se tornara as estrelas semelhantes ao Sol, formam um anel de matéria ao redor da estrela anã.

Os elementos formados por estrela do tipo do Sol não seria suficiente para formar a maior parte do que conhecemos, para isto precisamos de estrelas mais maciças.

Já temos carbono, Hélio e Hidrogênio, para isso precisamos de mais massa e calor.

 

Micro quasar

“Embora este buraco negro tenha apenas algumas massas solares, trata-se de uma verdadeira versão em miniatura dos mais poderosos quasares e rádio-galáxias, os quais contêm buracos negros com massas de alguns milhões de vezes a massa do Sol.” Manfred Pakull.

Um micro-quasar é um buraco negro estelar que pertence a um sistema binário, ou seja, uma estrela companheira que o circunda. Possivelmente a estrela tenha sido capturada pela gravidade do buraco negro, pois se fosse pré existente, não teria sobrevivido a explosão que o originou. Nesta concepção artística acima repare nos jatos colimados ejetados a partir dos pólos do Buraco Negro em rotação.

Astrônomos combinaram observações a partir do VLT (Very Large Telescope) do ESO e do observatório espacial de raios-X Chandra da NASA e descobriram o mais poderoso par de jatos de matéria já vistos em um buraco negro de dimensão estelar. Este micro quasar ejeta um par de potentes feixes de partículas que insuflam uma enorme bolha cósmica, com 1.000 anos-luz de extensão. Este jato de energia é duas vezes maior e dezenas de vezes mais poderosas que outros já observados em micro-quasares.

INFLUÊNCIA DA MATÉRIA ESTELAR

Na física clássica, o espaço teria três dimensões como altura, largura e profundidade espaço pelas leis da relatividade de Einstein não e plano, mas curvo devido as distorções causadas pela massa.  Sendo assim a luz bem como outras formas de ondas não trafegam em linha reta, mas em um ziguezague cósmico indo de um lado para outro sendo atraída pela força gravitacional de astros no decorrer do percurso. Isto se confirmou através de diversos casos como, por exemplo, a passagem de uma estrela próxima do nosso campo de visão de um Quasar.

Não que a estrela interferisse com o quasar, o que seria impossível, devido a distância literalmente astronômica entre ambos, mas da ação gravitacional da massa da estrela no feixe de luz deste. Ao passar na frente deste objeto estelar a sai luz não sai somente de sua posição atual, com a que já estamos acostumados, como termina por ser duplicada, como se fosse dois Quasares e não somente um.

Outro exemplo são os feixes de luz possivelmente alterados pela gravidade monstruosa de um buraco negro. A estrela de massa infinita faz com que fique fora de posição a imagem das estrelas que passam perto do objeto, distorcendo a imagem dos objetos.

A quarta dimensão

Como até a luz sofre distorções de trajetória devido à ação gravitacional de corpos muito densos, é demonstrada como a gravidade interage de forma mais expressiva que a conhecida habitualmente, a esta ação que altera a percepção e a noção de tempo, chamamos de quarta dimensão. A atração gravitacional, ou a proximidade de um corpo muito maciço pode fazer com que o tempo ou a percepção deste seja alterado.

Em um objeto na ação gravitacional da terra o tempo passaria bem mais rápido que na zona de ação gravitacional do Sol, resumindo, quanto mais forte a ação da gravidade, mais lenta o tempo a sua volta.

 ONDAS GRAVITACIONAIS

Uma onda gravitacional pode alterar o plano do espaço em nossa direção, causando um tremor cósmico que interage com a matéria em seu caminho, como se este fosse um tapete de borracha ao qual demos uma mexida, assim movimentando os objetos em sua superfície. Para poder alterar o tecido espacial não basta somente pequenos corpos de pouca massa, mas objetos de grande massa não necessariamente pelo seu tamanho, mas a quantidade de matéria concentrada.

Abaixo as forma das ondas mais importantes que os astros podem mexer com o tecido do espaço tempo.

Em Abril de 2019 foi finalmente divulgada a primeira imagem de um buraco negro.
Mais de 100 anos após nosso amado  e respeitado bigodudo autista Albert Einstein ter previsto teoricamente sua existência, finalmente comprovamos os acertos do físico Alemão.


A foto foi divulgada pela Comissão Europeia, através de descoberta do telescópio Event Horizon, em uma colaboração entre mais de 200 pesquisadores. Oito telescópios foram interligados para que o feito fosse realizado.
Até então, buracos negros sempre foram retratados em desenhos conceituais ou animações,
O buraco negro fotografado foi encontrado no centro da galáxia batizada de Messier 87, ou M87, região a 53 milhões de anos-luz da Terra.
Emite uma luz avermelhada, na verdade, que nada mais é do que a deformação realizada  pelo buraco negro e ondas de luz que não foram sugadas pelo interior, estas formando este anel luminoso derredor do objeto supermassivo.
Estima-se que possua uma massa 6,5 bilhões de vezes superior ao Sol do nosso sistema solar e 40 bilhões de quilômetros de diâmetro, algo em torno de  3 milhões de vezes o tamanho da Terra.