Espectros estelares

Além de medir a distância das estrelas e o fluxo delas com diferentes filtros, podemos simplesmente decompor sua luz em função do comprimento de onda, obtendo assim o seu espectro. Ao fazermos isso com um instrumento apropriado, chamado de espectrógrafo, observamos que os espectros estelares são diferentes uns dos outros. Aqui reunimos alguns exemplos:

Exemplos de espectros de estrelas, de maior para menor temperatura.

Os espectros acima mostram a variação do fluxo em função do comprimento de onda l, que cresce da esquerda para a direita. As regiões mais claras indicam um fluxo maior de luz, enquanto que as partes escuras indicam menos luz emitida. Note que todos os espectros mostrados apresentam linhas escuras bem finas, ou seja, associadas a comprimentos de onda específicos. Essas linhas ou raias de absorção diferem de um tipo de estrela para outro e são a base para a classificação espectral das estrelas. Estrelas muito quentes e azuis, de tipo espectral O (espectro superior), têm poucas linhas de absorção e emitem mais luz azul do que vermelha (ver que o espectro é mais escuro à direita). Já estrelas frias e vermelhas, de tipo M (espectro inferior), fazem o contrário: emitem pouca luz no azul (à esquerda) e apresentam muitas linhas de absorção. Estrelas amareladas (temperatura intermediária) como o Sol emitem espectros como o 2o de baixo para cima (tipo espectral G).

Os espectros estelares contêm muito mais informação sobre as estrelas do que uma simples medida de fluxo obtida com um filtro qualquer (B ou V, por exemplo), ou mesmo um medida de cor (como B-V). Por exemplo, cada linha num espectro é causada pela presença de átomos de um dado elemento químico específico. Abaixo vemos a linhas produzidas por alguns elementos.

Exemplos de espectros de alguns elementos químicos.

Nos espectros estelares, tais como os mostrados acima, há linhas de vários elementos químicos combinados, o que dificulta a identificação dos elementos presentes no seu espectro. Mas com prática, os astrônomos foram aprendendo a interpretar a valiosa informação presentes nos espectros estelares, resultando na determinação da temperatura, composição química e outros parâmetros. Junto com medidas de distância e fluxos, parâmetros como a luminosidade e o raio estelar tornaram-se mensuráveis para um grande número de estrelas.