Classificação estelar

Na astronomia, a classificação estelar é a classificação das estrelas com base nas suas características espectrais. A radiação eletromagnética da estrela é analisada dividindo-a com um prisma ou rede de difração em um espectro que exibe o arco-íris de cores intercaladas com linhas espectrais. Cada linha indica um elemento químico ou molécula específica, com a intensidade da linha indicando a abundância desse elemento. As intensidades das diferentes linhas espectrais variam principalmente devido à temperatura da fotosfera, embora em alguns casos existam verdadeiras diferenças de abundância. A classe espectral de uma estrela é um código curto que resume principalmente o estado de ionização, fornecendo uma medida objetiva da temperatura da fotosfera.

A maioria das estrelas são atualmente classificadas no sistema Morgan-Keenan (MK) usando as letras O, B, A, F, G, K e M, uma sequência do mais quente (tipo O) para o mais legal (tipo M). Cada classe de letras é então subdividida usando um dígito numérico, sendo 0 a mais quente e 9 a mais fria (por exemplo, A8, A9, F0 e F1 formam uma sequência da mais quente para a mais fria). A sequência foi expandida com classes para outras estrelas e objetos semelhantes a estrelas que não se enquadram no sistema clássico, como a classe D para anãs brancas e as classes S e < i>C para estrelas de carbono.

No sistema MK, uma classe de luminosidade é adicionada à classe espectral usando algarismos romanos. Isto baseia-se na largura de certas linhas de absorção no espectro da estrela, que variam com a densidade da atmosfera e, portanto, distinguem estrelas gigantes de anãs. A classe de luminosidade 0 ou Ia+ é usada para hipergigantes, a classe I para supergigantes, classe II para gigantes brilhantes, classe III para gigantes regulares, classe IV para subgigantes, classe V para estrelas da sequência principal, classe sd (ou VI) para subanãs e classe D (ou VII) para anãs brancas. A classe espectral completa do Sol é então G2V, indicando uma estrela da sequência principal com uma temperatura superficial em torno de 5.800 K.

Descrição de cores convencionais

A descrição convencional das cores 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 aparentes reais que o olho humano observaria são muito mais claras do que as descrições convencionais de cores sugeririam. Essa característica de 'leveza' indica que a atribuição simplificada de cores dentro do espectro pode ser enganosa. Excluindo os efeitos de contraste de cor em condições de pouca luz, em condições típicas de visualização não existem estrelas verdes, ciano, índigo ou violeta. "Amarelo" anãs como o Sol são brancas, "vermelhas" as anãs têm um tom profundo de amarelo/laranja e "marrons" as anãs não parecem literalmente marrons, mas hipoteticamente pareceriam vermelhas ou cinza/pretas para um observador próximo.

Classificação moderna

O sistema de classificação moderno é conhecido como classificação Morgan–Keenan (MK). Cada estrela recebe uma classe espectral (da antiga classificação espectral de Harvard, que não incluía luminosidade) e uma classe de luminosidade usando algarismos romanos conforme explicado abaixo, formando o tipo espectral da estrela.

Outros sistemas modernos de classificação estelar, como o sistema UBV, baseiam-se 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, Ultravioleta, 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 (ver História). 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 na temperatura da superfície 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..

Um mnemônico comum para lembrar a ordem das letras do tipo espectral, da mais quente para a mais fria, é "Oh, Be A< /u> Fine Guy/Ggarota: Kiss Me !".

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.

O fato de a classificação de Harvard de uma estrela indicar sua superfície ou temperatura fotosférica (ou mais precisamente, sua temperatura efetiva) não foi totalmente compreendido até depois de seu desenvolvimento, embora na época em que o primeiro diagrama de Hertzsprung-Russell foi formulado (por 1914), geralmente se suspeitava que isso fosse verdade. Na década de 1920, o físico indiano Meghnad Saha derivou uma teoria da ionização ao estender ideias bem conhecidas na físico-química relativas à dissociação de moléculas à ionização de átomos. Primeiro ele aplicou-o à cromosfera solar, depois aos espectros estelares.

A astrônoma de Harvard, Cecilia Payne, demonstrou então que a sequência espectral O-B-A-F-G-K-M é na verdade uma sequência de temperatura. Como a sequência de classificação é anterior à nossa compreensão de que é uma sequência de temperatura, a colocação de um espectro em um determinado subtipo, como B3 ou A7, depende de estimativas (em grande parte subjetivas) das forças das características de absorção nos espectros estelares. Como resultado, esses subtipos não são divididos uniformemente em nenhum tipo de intervalo matematicamente representável.

Classificação espectral de Yerkes

A classificação espectral de Yerkes, também chamada de sistema MK, ou Morgan-Keenan (alternativamente referido como MKK, ou Morgan-Keenan-Kellman) dos autores& #39; iniciais, é um sistema de classificação espectral estelar introduzido em 1943 por William Wilson Morgan, Philip C. 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 à gravidade superficial, que está relacionada à luminosidade (enquanto a classificação de Harvard é baseada apenas na temperatura superficial). Mais tarde, em 1953, após algumas revisões na lista de estrelas padrão e critérios de classificação, o esquema foi denominado classificação Morgan-Keenan, ou MK, que permanece em uso até hoje..

Estrelas mais densas com maior gravidade superficial exibem maior alargamento de pressão das linhas espectrais. A gravidade e, portanto, a pressão na superfície de uma estrela gigante é muito menor do que a de uma estrela anã porque o raio da gigante é muito maior do que o de uma anã de massa semelhante. Portanto, as diferenças no espectro podem ser interpretadas como efeitos de luminosidade e uma classe de luminosidade pode ser atribuída puramente a partir do exame do espectro.

Diferenciam-se diversas classes de luminosidade, conforme listado na tabela abaixo.

Casos marginais são permitidos; por exemplo, uma estrela pode ser uma supergigante ou uma gigante brilhante, ou pode estar entre as classificações de subgigante e de sequência principal. Nestes casos, são utilizados dois símbolos especiais:

• Um slash (/) significa que uma estrela é uma classe ou outra.
• Um traço (- Não.) significa que a estrela está entre as duas classes.

Por exemplo, uma estrela classificada como A3-4III/IV estaria entre os tipos espectrais A3 e A4, embora seja uma estrela gigante ou uma subgigante.

Classes subanãs também foram usadas: VI para subanãs (estrelas ligeiramente menos luminosas que a sequência principal).

A classe de luminosidade nominal VII (e às vezes numerais mais altos) agora raramente é usada para anãs brancas ou "sub-anãs quentes" classes, uma vez que as letras de temperatura da sequência principal e das estrelas gigantes não se aplicam mais às anãs brancas.

Ocasionalmente, as letras a e b são aplicadas a outras classes de luminosidade além das supergigantes; por exemplo, uma estrela gigante ligeiramente menos luminosa do que a típica pode receber uma classe de luminosidade IIIb, enquanto uma classe de luminosidade IIIa indica uma estrela ligeiramente mais brilhante do que uma gigante típica.

Uma amostra de estrelas do extremo V com forte absorção nas linhas espectrais He II λ4686 recebeu a designação Vz. Um exemplo de estrela é HD 93129 B.

Peculiaridades espectrais

Nomenclatura adicional, na forma de letras minúsculas, pode seguir o tipo espectral para indicar características peculiares do espectro.

Por exemplo, 59 Cygni está listado como tipo espectral B1.5Vnne, indicando um espectro com a classificação geral B1.5V, bem como linhas de absorção muito amplas e certas linhas de emissão.

Histórico

A razão para o estranho arranjo de letras na classificação de Harvard é histórica, tendo evoluído a partir das primeiras classes de Secchi e sido progressivamente modificada à medida que a compreensão melhorou.

Aulas de 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 desenvolveu três classes de espectros estelares, mostradas na tabela abaixo.

No final da década de 1890, esta classificação começou a ser substituída pela classificação de Harvard, que é discutida no restante deste artigo.

Os algarismos romanos usados para as classes de 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 de esteiras

Na década de 1880, o astrônomo Edward C. Pickering começou a fazer um levantamento do espectro estelar no Observatório do Harvard College, usando o método do prisma objetivo. O primeiro resultado deste trabalho foi o Catálogo Draper de Espectros Estelares, publicado em 1890. Williamina Fleming classificou a maioria dos espectros neste catálogo e foi creditada 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 de Williamina Fleming, a primeira iteração do catálogo Henry Draper foi concebida para substituir o esquema de algarismos romanos estabelecido por Angelo Secchi.

O catálogo utilizou um esquema no qual as classes Secchi utilizadas anteriormente (I a V) foram subdivididas em classes mais específicas, com letras de A a P. Além disso, a letra Q foi usada para estrelas que não se enquadravam em nenhuma outra classe. Fleming trabalhou com Pickering para diferenciar 17 classes diferentes com base na intensidade das linhas espectrais do hidrogênio, o que causa variação nos comprimentos de onda emanados das estrelas e resulta na variação na aparência das cores. Os espectros na classe A tendem a produzir as linhas de absorção de hidrogênio mais fortes, enquanto os espectros na classe O praticamente não produzem linhas visíveis. O sistema de letras exibia a diminuição gradual na absorção de hidrogênio nas classes espectrais ao descer no alfabeto. Este sistema de classificação foi posteriormente modificado por Annie Jump Cannon e Antonia Maury para produzir o esquema de classificação espectral de Harvard.

O antigo sistema de Harvard (1897)

Em 1897, outra astrônoma de Harvard, Antonia Maury, colocou o subtipo Orion da classe Secchi I à frente do restante da classe I de Secchi, colocando assim o tipo B moderno à frente do tipo A moderno. Ela foi a primeira a fazer portanto, embora ela não tenha usado tipos espectrais com letras, mas sim uma série de vinte e dois tipos numerados de I a XXII.

Como os 22 agrupamentos de algarismos romanos não levaram em conta variações adicionais nos espectros, três divisões adicionais foram feitas para especificar melhor as diferenças: Letras minúsculas foram adicionadas para diferenciar a aparência relativa das linhas nos espectros; as linhas foram definidas como:

• (a): largura média
• (b):
• (c) Afiado

Antonia Maury publicou seu próprio catálogo de classificação estelar em 1897, chamado "Espectros de estrelas brilhantes fotografados com o telescópio Draper de 11 polegadas como parte do Henry Draper Memorial", que incluía 4.800 fotografias e imagens de Maury. análises de 681 estrelas brilhantes do norte. Este foi o primeiro caso em que uma mulher foi creditada por uma publicação do observatório.

O atual sistema de Harvard (1912)

Em 1901, Annie Jump Cannon voltou aos tipos com letras, mas abandonou todas as letras, exceto O, B, A, F, G, K, M e N usadas nessa ordem, bem como P para nebulosas planetárias e Q para alguns espectros peculiares. Ela também usou tipos como B5A para estrelas a meio 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. Este sistema foi desenvolvido através da análise de espectros em placas fotográficas, que poderiam converter a luz emanada das estrelas em um espectro legível.

Aulas do Monte Wilson

Uma classificação de luminosidade conhecida como sistema de Mount Wilson foi usada para distinguir entre estrelas de diferentes luminosidades. Este sistema de notação ainda é visto algumas vezes em espectros modernos.

• sd: subdwarf
• d) Anão
• sg: subgiant
• g: gigante
• c: supergigante

Tipos espectrais

O sistema de classificação estelar é taxonômico, baseado em espécimes-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.

"Cedo" e "atrasado" nomenclatura

As estrelas costumam ser chamadas de tipos iniciais ou tardios. "Cedo" é sinônimo de mais quente, enquanto "tarde" é sinônimo de mais legal.

Dependendo do contexto, "cedo" e "atrasado" podem ser termos absolutos ou relativos. "Cedo" como um termo absoluto, portanto, referir-se-ia a estrelas O ou B, e possivelmente A. Como referência relativa, refere-se a estrelas mais quentes que outras, como "early K" sendo talvez K0, K1, K2 e K3.

"Tarde" é usado da mesma forma, 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 "late G& #34; para se referir a G7, G8 e G9.

No sentido relativo, "cedo" significa um algarismo arábico inferior após a letra da classe e "tarde" significa um número maior.

Esta terminologia obscura é um remanescente de um modelo de evolução estelar do final do século XIX, que supunha que as estrelas eram alimentadas pela contração gravitacional através do mecanismo Kelvin-Helmholtz, que agora se sabe que não se aplica às estrelas da sequência principal. Se isso fosse verdade, então as estrelas começariam suas vidas como estrelas muito quentes do tipo “precoce”. estrelas e, em seguida, esfriam gradualmente até o tipo 'tardio'. estrelas. Este mecanismo forneceu idades do Sol muito menores do que as observadas no registo geológico e tornou-se obsoleto pela descoberta de que as estrelas são alimentadas por fusão nuclear. Os termos "antecipadamente" e "atrasado" foram transportados, para além do desaparecimento do modelo em que se basearam.

Classe O

As estrelas do tipo O são muito quentes e extremamente luminosas, com a maior parte da sua emissão irradiada na faixa ultravioleta. Estas 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 do tipo O. Algumas das estrelas mais massivas encontram-se nesta classe espectral. Estrelas do tipo O frequentemente têm ambientes complicados que dificultam a medição de seus espectros.

Os espectros do tipo O eram anteriormente definidos pela razão entre a força do He II λ4541 em relação à do He I λ4471, onde λ é o comprimento de onda da radiação. O tipo espectral O7 foi definido como o ponto em que as duas intensidades são iguais, com a linha He I enfraquecendo em direção aos tipos anteriores. O Tipo O3 foi, por definição, o ponto em que a referida linha desaparece completamente, embora possa ser vista muito vagamente com a tecnologia moderna. Devido a isso, a definição moderna utiliza a proporção da linha de nitrogênio N IV λ4058 para N III λλ4634-40-42.

Estrelas do tipo O têm linhas dominantes de absorção e, às vezes, de emissão para linhas He II, linhas ionizadas proeminentes (Si IV, O III, N III e C III) e linhas neutras de hélio, fortalecendo de O5 a O9, e hidrogênio proeminente Linhas de Balmer, embora não tão fortes como nos tipos posteriores. Estrelas do tipo O de maior massa não retêm atmosferas extensas devido à velocidade extrema do seu vento estelar, que pode atingir 2.000 km/s. Por serem tão massivas, as estrelas do tipo O têm núcleos muito quentes e queimam o seu combustível de hidrogénio muito rapidamente, pelo que são as primeiras estrelas a deixar a sequência principal.

Quando o esquema de classificação MKK foi descrito pela primeira vez em 1943, os únicos subtipos de classe O usados eram O5 a O9.5. O esquema MKK foi estendido para O9.7 em 1971 e O4 em 1978, e novos esquemas de classificação que adicionam os tipos O2, O3 e O3.5 foram posteriormente introduzidos.

Padrões espectrais:

• O7V – S Monocerotis
• O9V – 10 Lacertae

Classe B

As estrelas do tipo B são muito luminosas e azuis. Seus espectros possuem linhas neutras de hélio, que são mais proeminentes na subclasse B2, e linhas moderadas de hidrogênio. Como as estrelas dos tipos O e B são tão energéticas, elas vivem apenas por um tempo relativamente curto. Assim, devido à baixa probabilidade de interação cinemática durante a sua vida, elas são incapazes de se afastar muito da área em que se formaram, exceto nas estrelas em fuga.

A transição da classe O para a classe B foi originalmente definida como o ponto em que o He II λ4541 desaparece. No entanto, com equipamentos modernos, a linha ainda é aparente nas primeiras estrelas do tipo B. Hoje, para estrelas da sequência principal, a classe B é definida pela intensidade do espectro violeta He I, com a intensidade máxima correspondente à classe B2. Para supergigantes, são usadas linhas de silício; as linhas Si IV λ4089 e Si III λ4552 são indicativas do B inicial. No meio-B, a intensidade deste último em relação à do Si II λλ4128-30 é a característica definidora, enquanto para o B tardio, é a intensidade de Mg II λ4481 em relação ao de He I λ4471.

Essas estrelas tendem a ser encontradas em suas associações OB de origem, que estão associadas a nuvens moleculares gigantes. A associação Orion OB1 ocupa uma grande parte de um braço espiral da Via Láctea e contém muitas das estrelas mais brilhantes da constelação de Orion. Cerca de 1 em 800 (0,125%) das estrelas da sequência principal na vizinhança solar são estrelas da sequência principal do tipo B. As estrelas do tipo B são relativamente incomuns e a mais próxima é Regulus, com cerca de 80 anos-luz.

Foi observado que estrelas massivas, mas não supergigantes, conhecidas como estrelas Be mostram uma ou mais linhas de Balmer em emissão, sendo de particular interesse a série de radiação eletromagnética relacionada ao hidrogênio projetada pelas estrelas. Geralmente, acredita-se que as estrelas Be apresentam ventos estelares incomumente fortes, altas temperaturas de superfície e atrito significativo da massa estelar à medida que os objetos giram a uma taxa curiosamente rápida.

Objetos conhecidos como estrelas B[e] - ou estrelas B(e) por razões tipográficas - possuem linhas distintas de emissão neutra ou de baixa ionização que são consideradas como tendo mecanismos proibidos, passando por processos normalmente não permitidos pela compreensão atual da mecânica quântica.

Padrões espectrais:

• B0V – Upsilon Orionis
• B0Ia – Alnilam
• B2Ia – Chi2 Orionis
• B2Ib – 9 Cephei
• B3V – Eta Ursae Majoris
• B3V – Eta Aurigae
• B3Ia – Omicron2 Canis Majoris
• B5Ia – Eta Canis Majoris
• B8Ia – Rigel

Classe A

As estrelas do tipo A estão entre as estrelas mais comuns a olho nu e são brancas ou branco-azuladas. Eles possuem 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 está se fortalecendo notavelmente neste ponto. Cerca de 1 em 160 (0,625%) das estrelas da sequência principal na vizinhança solar são estrelas do tipo A, que inclui 9 estrelas em 15 parsecs.

Padrões espectrais:

• A0Van – Gamma Ursae Majoris
• A0Va – Vega
• A0Ib – Eta Leonis
• A0Ia – HD 21389
• A1V – Sirius A
• A2Ia – Deneb
• A3Va – Fomalhaut

Classe F

Estrelas do tipo F têm linhas espectrais H e K de Ca II fortalecidas. Metais neutros (Fe I, Cr I) começando a ganhar nas linhas de metal ionizado no final do F. Seus espectros são caracterizados pelas linhas de hidrogênio mais fracas e metais ionizados. A cor deles é branca. Cerca de 1 em 33 (3,03%) das estrelas da sequência principal na vizinhança solar são estrelas do tipo F, incluindo 1 estrela Procyon A dentro de 20 anos.

Padrões espectrais:

• F0IIIa – Zeta Leonis
• F0Ib – Alfa Leporis
• F1V - 37 Ursae Majoris
• F2V – 78 Ursae Majoris
• F7V - Iota Piscium
• F9V - Beta Virginis
• F9V - HD 10647

Classe G

Estrelas do tipo 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 que o F, mas junto com os metais ionizados, possuem metais neutros. Há um pico proeminente na banda G das moléculas CN. As estrelas da sequência principal da classe G representam cerca de 7,5%, quase uma em cada treze, das estrelas da sequência principal na vizinhança solar. Existem 21 estrelas do tipo G em 10 unidades.

A Classe G contém o "Vazio Evolutivo Amarelo". Estrelas supergigantes frequentemente oscilam entre O ou B (azul) e K ou M (vermelho). Enquanto fazem isso, não permanecem por muito tempo na instável classe das supergigantes amarelas.

Padrões espectrais:

• G0V – Beta Canum Venaticorum
• G0IV – Eta Boötis
• G0Ib – Beta Aquarii
• G2V – Sol
• G5V – Kappa1 Ceti
• G5IV – Mu Herculis
• G5Ib – 9 Pegasi
• G8V – 61 Ursae Majoris
• G8IV – Beta Aquilae
• G8IIIa – Kappa Geminorum
• G8IIIab – Epsilon Virginis
• G8Ib – Epsilon Geminorum

Classe K

As estrelas do tipo K são estrelas alaranjadas ligeiramente mais frias que o Sol. Elas representam cerca de 12% das estrelas da sequência principal na vizinhança solar. Existem também estrelas gigantes do tipo K, que variam de hipergigantes como RW Cephei, a gigantes e supergigantes, como Arcturus, enquanto 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 menor radioatividade prejudicial e na longevidade das estrelas) sugeririam, portanto, que tais estrelas têm as chances ideais de desenvolvimento de vida fortemente evoluída em planetas em órbita (se tal vida for diretamente análoga à da Terra) devido a uma ampla zona habitável. ainda assim, períodos de emissão prejudiciais muito mais baixos em comparação com aqueles com zonas mais amplas.

Padrões espectrais:

• K0V – Sigma Draconis
• K0III – Pollux
• K0III – Epsilon Cygni
• K2V – Epsilon Eridani
• K2III – Kappa Ophiuchi
• K3III – Rho Boötis
• K5V – 61 Cygni A
• K5III – Gamma Draconis

Classe M

As estrelas de classe M são de longe as mais comuns. Cerca de 76% das estrelas da sequência principal na vizinhança solar são estrelas de classe M. No entanto, as estrelas da sequência principal da classe M (anãs vermelhas) têm luminosidades tão baixas que nenhuma é brilhante o suficiente para ser vista a olho nu, a menos que sob condições excepcionais. A estrela da sequência principal de classe M mais brilhante conhecida é Lacaille 8760, classe M0V, com magnitude 6,7 (a magnitude limite para visibilidade típica a olho nu sob boas condições é normalmente citada como 6,5), e é extremamente improvável que quaisquer exemplos mais brilhantes sejam ser encontrado.

Embora a maioria das estrelas da classe M sejam anãs vermelhas, a maioria das maiores estrelas supergigantes conhecidas na Via Láctea são estrelas da classe M, como VV Cephei, Antares e Betelgeuse. Além disso, algumas anãs marrons maiores e mais quentes são da classe M tardia, geralmente na faixa de M6,5 a M9,5.

O espectro de uma estrela de classe M contém linhas de moléculas de óxido (no espectro visível, especialmente TiO) e todos os metais neutros, mas as linhas de absorção de hidrogênio geralmente estão ausentes. As bandas de TiO podem ser fortes em estrelas da classe M, geralmente dominando seu espectro visível em cerca de M5. Bandas de óxido de vanádio (II) tornam-se presentes no final do M.

Padrões espectrais:

• M0IIIa – Beta Andromedae
• M2III – Chi Pegasi
• M1-M2Ia-Iab – Betelgeuse
• M2Ia – Mu Cephei ("garnet de Herchel")

Tipos espectrais estendidos

Vários novos tipos espectrais foram utilizados 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.

Classe WR: Wolf–Rayet

Uma vez incluídas como estrelas do tipo O, as estrelas Wolf-Rayet da classe W ou WR são notáveis por espectros sem linhas de hidrogênio. Em vez disso, os seus espectros são dominados por amplas linhas de emissão de hélio, azoto, carbono e, por vezes, oxigénio altamente ionizados. Pensa-se que sejam, na sua maioria, supergigantes moribundas, com as suas camadas de hidrogénio sopradas pelos ventos estelares, expondo assim diretamente as suas conchas quentes de hélio. A classe WR é dividida em subclasses de acordo com a força relativa das linhas de emissão de nitrogênio e carbono em seus espectros (e camadas externas).

A faixa dos espectros WR está listada abaixo:

• WN – espectro dominado por linhas N III-V e Ele I-II
  • WNE (WN2 para WN5 com alguns WN6) – mais quente ou "invermelho"
  • WNL (WN7 para WN9 com alguns WN6) – mais frio ou "late"
  • Classes WN10 e WN11 estendidas às vezes usadas para as estrelas Ofpe/WN9
  • h tag usado (por exemplo, WN9h) para WR com emissão de hidrogênio e ha (por exemplo, WN6ha) para emissão de hidrogênio e absorção
• WN/C – WN estrelas mais fortes linhas C IV, intermediária entre WN e WC estrelas
• WC – espectro com fortes linhas C II-IV
  • WCE (WC4 para WC6) – mais quente ou "early"
  • WCL (WC7 para WC9) – mais frio ou "lato"
• WO (WO1 a WO4) – linhas O VI fortes, extremamente raras, extensão da classe WCE em temperaturas incrivelmente quentes (até 200 kK ou mais)

Embora as estrelas centrais da maioria das nebulosas planetárias (CSPNe) apresentem espectros do tipo O, cerca de 10% são deficientes em hidrogénio e apresentam espectros WR. Estas são estrelas de baixa massa e para distingui-las das estrelas massivas Wolf-Rayet, seus espectros estão entre colchetes: por ex. [BANHEIRO]. A maioria deles mostra espectros [WC], alguns [WO] e muito raramente [WN].

Cortar estrelas

As estrelas com barra são estrelas do tipo O com linhas semelhantes a WN em seus espectros. O nome "barra" vem de seu tipo espectral impresso com uma barra (por exemplo, "Of/WNL").

Há um grupo secundário encontrado com esses espectros, um grupo mais frio, "intermediário" grupo designado "Ofpe/WN9". Essas estrelas também foram chamadas de WN10 ou WN11, mas isso se tornou menos popular com a percepção da diferença evolutiva em relação a outras estrelas Wolf-Rayet. Descobertas recentes de estrelas ainda mais raras ampliaram o alcance das estrelas cortadas até O2-3.5If^*/WN5-7, que são ainda mais quentes do que a "barra" estrelas.

Estrelas O magnéticas

São estrelas O com campos magnéticos fortes. A designação é Of?p.

Aulas legais 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 anãs marrons que são muito fracas no espectro visível.

As anãs marrons, estrelas que não sofrem fusão com hidrogênio, esfriam à medida que envelhecem e assim progridem para tipos espectrais posteriores. As anãs marrons começam suas vidas com espectros do tipo M e esfriam nas classes espectrais L, T e Y, mais rápido quanto menos massivas forem; as anãs marrons de maior massa não podem ter esfriado até se tornarem anãs Y ou mesmo T durante a idade do universo. Porque isso leva a uma sobreposição insolúvel entre os tipos espectrais' temperatura efetiva e luminosidade para algumas massas e idades de diferentes tipos L-T-Y, nenhum valor distinto de temperatura ou luminosidade pode ser fornecido.

Classe L

As anãs da classe L recebem essa designação porque são mais frias que as estrelas M e L é a letra restante em ordem alfabética mais próxima de M. Alguns desses objetos têm massas grandes o suficiente para suportar a fusão do hidrogênio e, portanto, são estrelas, mas a maioria tem massa subestelar. e são, portanto, anãs marrons. Eles são de cor vermelha muito escura e mais brilhantes no infravermelho. Sua atmosfera é fria o suficiente para permitir que hidretos metálicos e metais alcalinos sejam proeminentes em seus espectros.

Devido à baixa gravidade superficial em estrelas gigantes, os condensados contendo TiO e VO nunca se formam. Assim, estrelas do tipo L maiores que as anãs nunca poderão formar-se num ambiente isolado. No entanto, pode ser possível que estas supergigantes do tipo L se formem através de colisões estelares, um exemplo das quais é V838 Monocerotis durante o auge da sua erupção de nova vermelha luminosa.

Classe T

As anãs de classe T são anãs marrons frias com temperaturas de superfície entre aproximadamente 550 e 1.300 K (277 e 1.027 °C; 530 e 1.880 °F). A sua emissão atinge o pico no infravermelho. O metano é proeminente em seus espectros.

O estudo do número de proplyds (discos protoplanetários, aglomerados de gás em nebulosas a partir dos quais as estrelas e sistemas planetários são formados) indica que o número de estrelas na galáxia deveria ser várias ordens de magnitude maior do que o que foi anteriormente conjecturado. É teorizado que esses proplyds estão em uma corrida entre si. O primeiro a se formar se tornará uma protoestrela, que são objetos muito violentos e irão perturbar outros proplyds nas proximidades, privando-os de seu gás. As vítimas provavelmente se tornarão estrelas da sequência principal ou anãs marrons das classes L e T, que são bastante invisíveis para nós.

Classe Y

As anãs marrons da classe espectral Y são mais frias do que as da classe espectral T e têm espectros qualitativamente diferentes delas. Um total de 17 objetos foram colocados na classe Y em agosto de 2013. Embora essas anãs tenham sido modeladas e detectadas dentro de quarenta anos-luz pelo Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), não há uma sequência espectral bem definida ainda e sem protótipos. No entanto, vários objetos foram propostos como classes espectrais Y0, Y1 e Y2.

Os espectros desses possíveis objetos Y exibem absorção em torno de 1,55 micrômetros. Delorme et al. sugeriram que esta característica é devida à absorção da amônia, e que esta deve ser tomada como uma característica indicativa para a transição TY. Na verdade, esta característica de absorção de amônia é o principal critério adotado para definir esta classe. No entanto, esta característica é difícil de distinguir da absorção por água e metano, e outros autores afirmaram que a atribuição da classe Y0 é prematura.

A última anã marrom proposta para o tipo espectral Y, WISE 1828+2650, é uma > Anão Y2 com temperatura efetiva originalmente estimada em cerca de 300 K, a temperatura do corpo humano. Medições de paralaxe, no entanto, mostraram desde então que sua luminosidade é inconsistente com o fato de ser mais fria que ~400 K. A anã Y mais fria conhecida atualmente é a WISE 0855-0714, com uma temperatura aproximada de 250 K e uma massa apenas sete vezes maior que a de Júpiter..

A faixa de massa das anãs Y é de 9 a 25 massas de Júpiter, mas objetos jovens podem atingir menos de uma massa de Júpiter (embora esfriem para se tornarem planetas), o que significa que os objetos da classe Y ultrapassam o limite de fusão de deutério com massa de 13 Júpiter que marca a atual divisão da IAU entre anãs marrons e planetas.

Anãs marrons peculiares

Anãs marrons jovens têm gravidades superficiais baixas porque têm raios maiores e massas mais baixas em comparação com estrelas de campo de tipo espectral semelhante. Essas fontes são marcadas por uma letra beta (β) para gravidade de superfície intermediária e gama (γ) para baixa gravidade superficial. A indicação para baixa gravidade superficial são linhas fracas de CaH, K^I e Na^I, bem como linha VO forte. Alpha (α) significa gravidade superficial normal e geralmente é descartada. Às vezes, uma gravidade superficial extremamente baixa é indicada por um delta (δ). O sufixo "pec" significa peculiar. O sufixo peculiar ainda é usado para outras características incomuns e resume diferentes propriedades, indicativas de baixa gravidade superficial, subanãs e binários não resolvidos. O prefixo sd significa subanãs e inclui apenas subanãs legais. Este prefixo indica baixa metalicidade e propriedades cinemáticas que são mais semelhantes às estrelas do halo do que às estrelas do disco. Os subanões parecem mais azuis que os objetos do disco. O sufixo vermelho descreve objetos com cor vermelha, mas com idade mais avançada. Isto não é interpretado como baixa gravidade superficial, mas como um alto teor de poeira. O sufixo azul descreve objetos com cores azuis do infravermelho próximo que não podem ser explicadas com baixa metalicidade. Alguns são explicados como binários L+T, outros não são binários, como 2MASS J11263991−5003550 e são explicados com nuvens finas e/ou de granulação grande.

Aulas tardias de estrelas gigantes de carbono

Estrelas de carbono são estrelas cujos espectros indicam a produção de carbono – um subproduto da fusão triplo-alfa de hélio. Com o aumento da abundância de carbono e alguma produção paralela de elementos pesados no processo S, os espectros dessas estrelas tornam-se cada vez mais desviantes das classes espectrais tardias usuais G, K e M. As classes equivalentes para estrelas ricas em carbono são S e C.

Presume-se que as gigantes entre essas estrelas produzam elas próprias esse carbono, mas algumas estrelas desta classe são estrelas duplas, cuja estranha atmosfera é suspeita de ter sido transferida de uma companheira que agora é uma anã branca, quando a companheira era uma anã branca. estrela de carbono.

Classe C

Originalmente classificadas como estrelas R e N, elas também são conhecidas como estrelas de carbono. São gigantes vermelhas, próximas do fim de suas vidas, nas quais há excesso de carbono na atmosfera. As antigas classes R e N funcionavam paralelamente ao sistema de classificação normal, de aproximadamente meados de G até o final de M. Mais recentemente, elas foram remapeadas em um classificador de carbono unificado C com N0 começando em aproximadamente C6. Outro subconjunto de estrelas frias de carbono são as estrelas do tipo C – J, que são caracterizadas pela forte presença de moléculas de 13CN além das de 12CN. Algumas estrelas de carbono da sequência principal são conhecidas, mas a esmagadora maioria das estrelas de carbono conhecidas são gigantes ou supergigantes. Existem várias subclasses:

• C-R – Antigamente sua própria classe (R) representando a estrela de carbono equivalente do final G- a estrelas do tipo K.
• C-N – Antigamente sua própria classe representando a estrela de carbono equivalente de estrelas do tipo K- a M.
• C-J – Um subtipo de estrelas C frescas com um alto teor de 13C.
• C-H – População II análogos das estrelas C-R.
• C-Hd – Estrelas de carbono com deficiência de hidrogênio, semelhantes aos supergiantes G tardios com bandas CH e C2 adicionados.

Classe S

As estrelas da classe S formam um continuum entre as estrelas da classe M e as estrelas de carbono. Aquelas mais semelhantes às estrelas da classe M têm fortes bandas de absorção de ZrO análogas às bandas de TiO das estrelas da classe M, enquanto aquelas mais semelhantes às estrelas de carbono têm fortes linhas D de sódio e bandas C2 fracas. Estrelas de classe S têm quantidades excessivas de zircônio e outros elementos produzidos pelo processo S, e têm abundâncias de carbono e oxigênio mais semelhantes do que estrelas de classe M ou de carbono. Assim como as estrelas de carbono, quase todas as estrelas conhecidas da classe S são estrelas assintóticas de ramo gigante.

O tipo espectral é formado pela letra S e um número entre zero e dez. Este número corresponde à temperatura da estrela e segue aproximadamente a escala de temperatura usada para gigantes da classe M. Os tipos mais comuns são S3 a S5. A designação não padronizada S10 só foi usada para a estrela Chi Cygni quando estava no mínimo extremo.

A classificação básica é geralmente seguida de uma indicação de abundância, seguindo um dos vários esquemas: S2,5; S2/5; S2Zr4Ti2; ou S2*5. Um número após uma vírgula é uma escala entre 1 e 9 baseada na proporção de ZrO e TiO. Um número após uma barra é um esquema mais recente, mas menos comum, projetado para representar a proporção entre carbono e oxigênio em uma escala de 1 a 10, onde 0 seria uma estrela MS. As intensidades de zircônio e titânio podem ser indicadas explicitamente. Também é visto ocasionalmente um número após um asterisco, que representa a força das bandas de ZrO em uma escala de 1 a 5.

Aulas MS e SC: Aulas intermediárias relacionadas ao carbono

Entre as classes M e S, os casos limítrofes são chamados de estrelas MS. De forma semelhante, os casos fronteiriços entre as classes S e C-N são denominados SC ou CS. A sequência M → MS → S → SC → CN é considerada uma sequência de abundância de carbono aumentada com a idade para estrelas de carbono no ramo gigante assintótico.

Classificações das anãs brancas

A classe D (de Degenerada) é a classificação moderna usada para anãs brancas – estrelas de baixa massa que não estão mais em fusão nuclear e encolheram até o 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:

• DA – uma atmosfera rica em hidrogênio ou camada externa, indicada por fortes linhas espectrais de hidrogênio Balmer.
• DB – uma atmosfera rica em hélio, indicada por hélio neutro, Eu, linhas espectrais.
• DO – uma atmosfera rica em hélio, indicada por hélio ionizado, Ele II, linhas espectrais.
• DQ – uma atmosfera rica em carbono, indicada por linhas de carbono atômico ou molecular.
• DZ – uma atmosfera rica em metal, indicada por linhas espectrais metálicas (uma fusão dos tipos espectrais anões brancos obsoletos, DG, DK e DM).
• DC – nenhuma linha espectral forte indicando uma das categorias acima.
• DX – linhas espectrais são insuficientemente claras para classificar em uma das categorias acima.

O tipo é seguido por um número que indica a temperatura da superfície da anã branca. Este número é uma forma arredondada de 50400/T_eff, onde T_eff é a temperatura efetiva da superfície, medida em Kelvin. Originalmente, este número era arredondado para um dos dígitos de 1 a 9, mas mais recentemente começaram a ser utilizados valores fracionários, bem como valores abaixo de 1 e acima de 9. (Por exemplo DA1.5 para IK Pegasi B)

Duas ou mais letras do tipo podem ser usadas para indicar uma anã branca que exibe mais de uma das características espectrais acima.

Tipos espectrais de anãs brancas estendidas

• DAB – uma anã branca rica em hidrogênio e hélio exibindo linhas de hélio neutro
• DAO – uma anã branca rica em hidrogênio e hélio exibindo linhas de hélio ionizado
• DAZ – um anã branco metálico rico em hidrogênio
• DBZ – um anão branco metálico rico em hélio

Um conjunto diferente de símbolos de peculiaridade espectral é usado para anãs brancas e para outros tipos de estrelas:

Tipos espectrais não estelares: Classes P e Q

Finalmente, as classes P e Q sobraram do sistema desenvolvido por Cannon para o Catálogo Henry Draper. Eles são ocasionalmente usados para certos objetos não estelares: objetos do Tipo P são estrelas dentro de nebulosas planetárias (normalmente anãs brancas jovens ou gigantes M pobres em hidrogênio); objetos do tipo Q são novas.

Remanescentes estelares

Remanescentes estelares são objetos associados à morte de estrelas. Incluídas nesta categoria estão as anãs brancas e, como pode ser visto no esquema de classificação radicalmente diferente para a classe D, objetos não estelares são difíceis de 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 nem mesmo podem ser colocados. As estrelas de nêutrons antigas são relativamente pequenas e frias e ficariam no lado direito do diagrama. As nebulosas planetárias são dinâmicas e tendem a diminuir rapidamente de brilho à medida que a estrela progenitora faz a transição para o ramo da anã branca. Se mostrada, 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.

Um sistema de classificação para estrelas de nêutrons usando algarismos romanos foi proposto: tipo I para estrelas de nêutrons menos massivas com baixas taxas de resfriamento, tipo II para estrelas de nêutrons mais massivas com taxas de resfriamento mais altas e um tipo III proposto para estrelas de nêutrons mais massivas. (possíveis candidatos a estrelas exóticas) com taxas de resfriamento mais altas. Quanto mais massiva for uma estrela de nêutrons, maior será o fluxo de neutrinos que ela carrega. Estes neutrinos transportam tanta energia térmica que, após apenas alguns anos, a temperatura de uma estrela de neutrões isolada cai da ordem de milhares de milhões para apenas cerca de um milhão de Kelvin. Este sistema de classificação de estrelas de nêutrons proposto não deve ser confundido com as classes espectrais Secchi anteriores e as classes de luminosidade de Yerkes.

Classes espectrais substituídas

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 CR e CN.

Classificação estelar, habitabilidade e busca pela vida

Embora os humanos possam eventualmente ser capazes de colonizar qualquer tipo de habitat estelar, esta seção abordará a probabilidade de surgimento de vida em torno de outras estrelas.

Estabilidade, luminosidade e vida útil são fatores da habitabilidade estelar. Os humanos conhecem apenas uma estrela que hospeda vida, o Sol de classe G, uma estrela com abundância de elementos pesados e baixa variabilidade de brilho. O Sistema Solar também é diferente de muitos sistemas estelares porque contém apenas uma estrela (ver Habitabilidade de sistemas estelares binários).

Com base nestas restrições e nos problemas de ter uma amostra empírica composta por apenas uma, a gama de estrelas que se prevê serem capazes de suportar vida é limitada por alguns fatores. Dos tipos de estrelas da sequência principal, estrelas com mais massa que 1,5 vezes a do Sol (tipos espectrais O, B e A) envelhecem muito rapidamente para que a vida avançada se desenvolva (usando a Terra como diretriz). No outro extremo, anãs com menos de metade da massa do Sol (tipo espectral M) são susceptíveis de bloquear planetas dentro da sua zona habitável, juntamente com outros problemas (ver Habitabilidade de sistemas anãs vermelhas). Embora existam muitos problemas enfrentados pela vida nas anãs vermelhas, muitos astrónomos continuam a modelar estes sistemas devido ao seu grande número e longevidade.

Por essas razões, a missão Kepler da NASA está procurando planetas habitáveis em estrelas próximas da sequência principal que sejam menos massivas que o tipo espectral A, mas mais massivas que o tipo M - tornando as estrelas mais prováveis para hospedar estrelas anãs de vida. tipos F, G e K.