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Atividade: Classificação espectral de estrelas
O tipo espectral de uma estrela permite aos astrônomos obterem não só a
temperatura da estrela bem como sua luminosidade e seu índice de cor. Estas
propriedades podem ajudar a determinar a distância, massa e outras quantidades físicas
associadas à estrela, ao seu ambiente e seu passado. Conhecer a classificação espectral é
fundamental para entender a descrição da natureza e evolução das estrelas. Como em
qualquer sistema classificatório, este nos permite reduzir uma amostra muito grande de
indivíduos diversos em um grupo manejável com características similares.
Objetivos
Aprender como espectros estelares são obtidos e como reconhecer e distinguir
características dos diferentes tipos espectrais de estrelas na sequência principal.
Usando o VIREO para classificar estrelas
O programa contém uma ferramentar para classificação espectral a partir de
comparação do espectro que se deseja determinar com espectros-padrão. É possível medir
os comprimentos de onda e intensidades das linhas espectrais. O programa fornece uma
lista de linhas espectrais de elementos conhecidos para ajudar a identificação. Além
disso, é possível usar um espectrômetro acoplado a um telescópio para a realização de
medidas.
Acesse o VIREO. Clique em File na barra de menu no topo desta janela e
selecione Login. Preencha o formulário que aparecer na tela, clique OK para continuar e
clique YES quando aparecer a pergunta “Have you finished logging in?”. Após,
selecione File → Run Exercise → Classification of Stellar Spectra.
Classificação espectral de estrelas da sequência principal
1. Selecione a função de classificar espectros (Classify Spectra) no menu Tools. A
tela da ferramenta de classificação (figura 1) tem 3 painéis, botões de controle à direita e
uma barra de menu acima. O painel central mostrará o espectro da estrela a ser
determinado e os demais mostrarão espectros padrões para serem comparados com o
desconhecido.
2. Clique em File e selecione Unknown Spectrum… Program List. Uma lista
aparecerá com o nome de várias estrelas. Clique na primeira da lista — HD124320 — e
dê OK. O espectro da HD 124320 aparecerá no painel central da tela de classificação.
Este é um gráfico de intensidade versus comprimento de onda. Ele está normalizado de
modo que a intensidade varia de 0 a 1.
É possível observar o contínuo, vindo da superfície da estrela, bem como as linhas de
absorção produzidas pelos átomos e íons na fotosfera. É possível fazer a leitura dos
pontos ao clicar sobre a curva com o mouse. O cursor muda de seta para cruz, facilitando
o posicionamento.
Fig. 1: Janela de classificação espectral.
Note que o espectro não cobre todo o intervalo da luz visível. Em que faixa de cor
estamos observando este espectro?
3. Para comparar o espectro da HD 124320 com de estrelas já classificadas, selecione
File…Atlas of Standard Spectra. Uma janela se abrirá com diversas opções. Clique em
sequência principal (Main Sequence) e OK para carregar o atlas.
4. Há 13 espectros no atlas (fig. 2). Os tipos listados seguem a sequência do mais frio
para o mais quente. O numeral romano “V” apenas indica que são estrelas da SP. 
5. É possível notar que:
• os diferentes tipos espectrais apresentam
diferentes linhas de absorção, que são definidas
pela presença ou ausência de íons específicos em
diferentes temperaturas
• o formato do contínuo, que é determinado pela
radiação de corpo negro, muda.
6. Voltando à ferramenta de classificação, você
verá que os dois primeiros espectros de
comparação já aparecem acima e abaixo do da
HD 124320. Você pode trocar os espectros de
comparação clicando sobre o tipo de espectro na
lista. Mude até que você encontre um espectro
que mais se assemelhe ao desconhecido. Você
perceberá que o melhor é aquele com linhas de
hidrogênio muito fortes e sem mais detalhes
notáveis.
Figura 2: Espectros padrão de comparação presentes no atlas para classificação espectral de estrelas na SP.
Como nem todos os tipos espectrais estão no atlas, talvez seja necessário “interpolar
mentalmente” os existentes. Observe a intensidade relativa das linhas de absorção para
fazer isto. Para a estrela em questão, você verá que ela se parece bastante com uma do
tipo A0 mas não exatamente. Quando o painel de cima mostra um espectro A0, a de
baixo mostra um A5. A intensidade das linhas da HD124320 fica entre estas duas. Você
pode fazer um “chute educado” de que esta é uma estrela do tipo A3.
7. Se você quiser ser mais preciso, você pode perguntar qual a diferença ponto a ponto
entre os dois espectros. Para isso, clique em File… Display… Show difference. O painel
de baixo mostrará a diferença dos espectros de cima e da estrela a ser classificada. Se a
linha de absorção da estrela de comparação é menos intensa do que aquela da estrela
desconhecida, por exemplo, então você verá um “morrinho”. Se o painel de cima estiver
com um espectro A0 você deverá ver um morrinho em 3933 Å, indicando que a linha de
absorção do espectro desconhecido é mais profunda que em A0.
Da mesma forma, se a linha de absorção do espectro de comparação for mais profunda,
você verá um vale no espectro de diferença, o que pode ser visto no mesmo ponto quando
o espectro de comparação é A5. Isto indica que o espectro desconhecido está entre estes
dois. Você quer encontrar um espectro no qual a diferença é próxima de zero em todos os
comprimentos de onda.
8. Para identificar qual elemento produz a linha observada, selecione File…Spectral
Line Table. Aparecerá uma janela com uma lista de linhas espectrais (fig. 3). Usando o
mouse, posicione o cursor no centro de uma linha de absorção no espectro e dê um clique
duplo. Uma linha vermelha aparecerá na tela de classificação espectral e, posicionando
corretamente, a linha espectral correspondente será iluminada na lista. Por exemplo, a
linha em 4341 Å é a HI (H gamma). Qual a linha em 3933 Å?
(Você também pode dar um duplo clique em uma linha particular da lista para a linha
vermelha aparecer no espectro e também aparecerá uma janela com mais informações
sobre a linha em questão.) 
Há casos em que diferentes íons emitem na mesma região, por exemplo, CaII e HI
emitem em ~3970 Å. Mas linhas HI são mais fortes em estrelas tipo A enquanto linhas
CaII são mais fortes em tipo G. As características principais dos diferentes tipos
espectrais (na SP), vistas na tabela 1, ajudam a distinguir estes casos se você consegue
identificar o tipo espectral.
Figura 3: Identificação de linhas espectrais com a ajuda da tabela.
Tipo
espectral
Temperatura
superficial
(K)
Características principais
(linhas de absorção, a menos que explícito de outra forma)
O 28000 – 40000 He ionizado (forte); elementos pesados ionizados (OIII,
NIII, SiIV); H fraco
B 1000 – 28000 He neutro (moderada), elementos pesados uma vez
ionizados; HI Balmer em tipos mais frios;
A 8000 – 10000 H forte (Balmer dominante); linha de CaII mais presente
em tipos mais frios; algumas linhas de metais ionizados;
He neutro muito fraca
F 6000 – 8000 H moderado; metais neutros; linhas de metais ionizados
aparecendo
G 4900 – 6000 Elementos pesados uma vez ionizados, com linhas de
metais neutros aparecendo; H enfraquecendo
K 3500 – 4900 Metais neutros fortes; Elementos pesados uma vez
ionizados; H fraca; bandas de CH e CN aparecendo
M 2000 – 3500 Átomos neutros (fortes); TiO e outras bandas moleculares
(moderada); cálcio neutro proeminente; H muito fracas;
estrelas S com ZrO e N com C2
WR (Wolf-
Rayet)
> 40000 Emissão larga de HeII; WC com emissão de CIII e CIV
enquanto WN com NII proeminente
Tabela 1: Principais características espectrais de estrelas na SP.
Assim, classificamos nosso primeiro espectro, resumido abaixo:
Estrela Tipo Espectral
(SP)
Razões para classificação
HD 124320 A3 Linhas HI muito fortes. Linha CaII entreA0 e A5.
Obtendo o espectro de uma estrela
1. Se você estiver na ferramenta de classificação, selecione File…Exit Classify
Spectra na barra de menu. Agora selecione o telescópio de 0,4 metros no menu
Telescope… Optical… Access 0.4 Meter. Abra o domo e acesse o painel de
controle do telescópio. A imagem que aparece é de cerca de 2,5 graus no céu no
modo Finder. No modo Telescope, temos a visão magnificada do instrumento de
medida, de 15 minutos de arco.
2. Acione o acompanhamento de estrelas (Tracking).
3. Cada grupo obterá o espectro de uma das estrelas analisadas na atividade passada
(de preferência, escolha uma estrela na SP). Para isso, clique em Slew… Set
coordinates e digite os valores de acensão reta e declinação da estrela escolhida.
Garanta que você está no modo Telescope e que a estrela esteja bem centralizada
entre as duas linhas verticais vermelhas.
4. Clique no botão Access do instrumento. Uma nova janela se abrirá com os
controles do espectrômetro (figura 4). Para iniciar a tomada do espectro, clique
em Go. O espectrômetro passará a coletar fótons da estrela (e alguns de ruído de
fundo também). Quanto mais fótons coletados, menor o ruído e mais bem-
definido o espectro. Para encerrar a tomada de dados, clique em Stop.
As informações encontradas na janela de leitura são: nome do objeto e magnitude
aparente; tempo de integração (em segundos); contagem de fótons (total de
fótons coletados) e média de fótons por canal; relação sinal-ruído (medida da
qualidade dos dados).
Figura 4: Tomada de dados com o espectrômetro.
5. Salve o espectro em File… Data… Save spectrum. Dê um nome ao arquivo
(anote-o!) e clique em salvar. Também imprima o espectro em pdf para enviar
junto com a atividade em File… Data… Print spectrum. Preencha a folha de
dados.
6. Abra a ferramenta de classificação espectral novamente em Tools… Spectral
Classification. Para reabrir o atlas, clique em File… Atla of standard spectra.
7. Abra o espectro que vocês coletaram em File… Unknown spectra… Saved
spectra. Classifique a estrela cujo espectro você mediu. Preencha a folha de
dados.
8. Tendo a classificação espectral e a magnitude aparente da estrela possibilita o
cálculo da distância pela magnitude absoluta da estrela na sequência principal.
Usando a fórmula
D = 10 (m – M + 5) / 5
determine a distância ao objeto em parsecs.
A tabela 2 contém as magnitudes absolutas de estrelas de diferentes tipos espectrais.
Spectral Type Absolute Magnitude, M
O5 -5.8
B0 -4.1
B5 -1.1
A0 +0.7
A5 +2.0
F0 +2.6
F5 +3.4
G0 +4.4
G5 +5.1
K0 +5.9
K5 +7.3
M0 +9.0
M5 +11.8
M8 +16.0
Tabela 2: Magnitude absoluta para tipos espectrais de estrelas na sequência principal, classe de
luminosidade V (de C.W. Allen, Astrophysical Quantities, The Athlone Press, London, 1973)
Integrantes:
Folha de dados
Inclua um print do espectro da estrela classificada junto do espectro do catálogo que mais
se assemelha a ele, como na figura 3:
Número da estrela:
Magnitude aparente: _________________________
Tipo espectral: _________________________
Razões para a classificação: _________________________________________________
________________________________________________________________________
________________________________________________________________________
________________________________________________________________________
________________________________________________________________________
Magnitude absoluta (da tabela): _________________________
Distância em parsecs: _________________________
Questões:
1. Para a estrela observada: a) estime sua temperatura superficial; b) estime o raio da
estrela (em unidades do raio solar); c) estime a massa da estrela; d) qual a trajetória
evolutiva esperada (desenhe um diagrama HR esquemático). 
2. Compare a distância obtida neste procedimento com aquela obtida na atividade
anterior. Qual método seria o mais preciso? Por quê? Em que condições você usaria um
ou outro método?
	Atividade: Classificação espectral de estrelas
	Tabela 2: Magnitude absoluta para tipos espectrais de estrelas na sequência principal, classe de luminosidade V (de C.W. Allen, Astrophysical Quantities, The Athlone Press, London, 1973)