O Espectro eletromagnético no estudo das estrelas

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O Espectro eletromagnético no estudo das estrelas
Classificação Espectral
Decompondo a luz que recebemos de uma estrela nos seus diferentes comprimentos de onda obtemos o respectivo espectro e permite ordená-las em classes similares. Analisando a absorção presente no espectro podemos obter diversas informações sobre a estrela (composição elemental, velocidade própria, temperatura). A grande diversidade de espectros estelares observados deu origem à classificação das estrelas em sete classes espectrais, dá mais quente a mais fria, as estrelas são agrupadas em classes identificadas pelas letras do alfabeto O, B, A, F, G, K e M. Por sua vez, estas classes espectrais foram divididas, cada uma delas, em 10 subclasses designadas por tipos espectrais. Dentro de cada classe os tipos espectrais estão numerados de 0 a 9. 
A tabela abaixo mostra informações sobre as principais classes espectrais:
	Classe Espectral
	Cor da Estrela
	Temperatura Superficial (K)
	Linhas proeminentes de absorção
	Exemplo
	O
	azul
	30.000
	He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H
	Mintaka
	B
	branco-azulado
	20.000
	He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados
	Rigel (B8)
	A
	branco
	10.000
	He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes)
	Vega (A0)
 Sirius (A1)
	F
	branco-amarelado
	7.000
	elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas)
	Canopus (F0)
	G
	amarelo
	6.000
	elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)
	Sol (G2)
 Alfa Cen (G2)
	K
	alaranjado
	4.000
	elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas)
	Arcturus (K2) Aldebaran (K5)
	M
	vermelho
	3.000
	Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas)
	Betelgeuse (M2)
O Sol pertence a classe espectral G2, sendo muito semelhante à Capella (G0), enquanto Sírius é da classe A1 e Betelgeuse é da classe M2. 
Com o desenvolvimento ao longo dos anos, foi possível mostrar que a sequência OBAFGKM é uma sequência em temperatura sendo as estrelas da classe ”O” as mais quentes e as da classe “M” as mais frias. Por exemplo, as riscas da série de Balmer (Hα, Hβ, Hγ e Hδ) acontecem quando um elétron num átomo de hidrogênio vai do nível n = 2 para um nível energético mais alto. Se a temperatura for baixa (< 5000 K) isto não ocorre e a risca de absorção correspondente não aparece. Porém, se a temperatura for alta (> 10000 K) os átomos de hidrogênio estão completamente ionizados e, nesse caso, também não temos riscas. Entre estes dois valores temos riscas de absorção pelo hidrogênio. As riscas Hα, por exemplo, são particularmente intensas para temperaturas da ordem dos 9000 K (classes A0 a A5). Fazendo o mesmo tipo de estudo com outros elementos (hélio, cálcio) podemos determinar qual a temperatura da estrela em estudo. 
No caso das estrelas mais frias (< 3000 K) os átomos se juntam para formar moléculas, em particular, óxido de titânio (TiO). As anãs castanhas (nome dado às estrelas com falhas) são sub-estrelas com temperatura superficial inferior à das estrelas de classe M. O seu pico de emissão fica no infravermelho e apresentam um espectro rico em linhas de Estrelas: espectros, luminosidades e massas, dessa maneira, criaram-se duas novas classes espectrais (L e T) para incluir as anãs castanhas.
Na classificação das estrelas, luminosidade e temperatura superficial são parâmetros que têm um papel semelhante ao peso e altura de uma pessoa, para classificar seu tipo físico.
Para fazer essa relação é utilizado um diagrama chamado diagrama de H-R, onde foi observado uma amostra de estrelas de temperaturas superficiais semelhantes e verificado que aquelas de linhas estreitas eram mais brilhantes que as estrelas com linhas largas, concluindo que a largura das linhas espectrais era correlacionada com o brilho intrínseco das estrelas.