Estrelas apresentam um amplo domínio de cores, que refletem a temperatura em suas atmosferas em concordância com lei de Wien. A cor de uma estrela é determinada pela parte de seu espectro visível que mais contribui para sua luminosidade total.
Estrelas azuis são as mais quentes, as
vermelhas
as mais frias. No caso de estrelas, "frio" significa temperaturas da
ordem
de 2000 ou 3000K, umas 15 vezes mais quente do que nosso forno de casa.
Estrelas
azuis têm temperaturas de 20000K ou mais. O Sol é uma
estrela
amarela, de temperatura intermediária, próxima a 6000K. A
cor
de uma estrela pode ser quantificada pela medida do índice
de cor.
É importante lembrar que temperatura e
luminosidade
de uma estrela não estão rigorosamente relacionadas. A
lei
de Stefan-Boltzmann estabelece que a luminosidade depende da
temperatura
elevada à 4a potência, mas também depende do raio
da
estrela ao quadrado (ou seja, é proporcional à sua
área).
Por exemplo, as coisas se resfriam mais rápido se as espalhamos
(aumentando
a área pela qual elas irradiam e perdem energia).
Assim, é possível para uma estrela ser
muito luminosa (emitindo muita luz por unidade de tempo) e, ainda
assim, ser fria
e vermelha. Para isso basta que a estrela seja muito grande (como uma
gigante
ou supergigante).
O espectro de uma estrela é a decomposição de sua luz em seus diferentes comprimentos de onda (l) ou freqüências (n). Os espectros estelares diferem uns dos outros, permitindo-nos classificá-los de acordo com suas características mais importantes. As classes ou tipos espectrais são baseados nas linhas de absorção que encontramos em cada espectro. Algumas estrelas têm fortes linhas espectrais associadas ao elemento hidrogênio (classes A e F). Outras possuem linhas de hidrogênio fracas, mas fortes linhas de cálcio e magnésio (tipos G e K). Após anos catalogando as estrelas, foi possível definir 7 classes básicas: O, B, A, F, G, K e M. Vale observar que as classes espectrais se correlacionam fortemente com a temperatura; estrelas do tipo O são quentes, as de tipo M são frias.
As classes foram posteriormente subdivididas em 10 subclasses, numeradas de 0 to 9. Por exemplo, nosso Sol é uma estrela do tipo G2. Sirius, uma estrela mais quente e branco-azulada, do tipo B3.
Por que algumas estrelas têm linhas de hidrogênio intensas enquanto outras têm linhas de cálcio? A resposta está não em sua composição (todas as estrelas contêm em torno de 70% de sua massa na forma de hidrogênio), mas sim em sua temperatura.
À medida que cresce a temperatura, os
elétrons
de um átomo adquirem mais energia, tornando-se menos ligados aos
seus
núcleos atômicos. A energia adquirida dos elétrons
advém
da interação dos seus átomos com a luz (o que
resulta
nas linhas de absorção) ou de colisões entre
átomos. O caso de excitação colisional é
representado a seguir.
Se a colisão é suficientemente forte,
um elétron
pode ser arrancado do átomo, um processo que denominamos de ionização.
O átomo é dito ionizado e é chamado de íon.
Um átomo também pode ser ionizado se absorver um
fóton.
Este, na verdade, é o mecanismo mais eficiente de
ionização
no interior das estrelas. Ao perder todos ou muitos de seus
elétrons,
um átomo deixa de interagir com a luz e, portanto, de produzir
linhas
em absorção. Estrelas cujas temperaturas interiores
são
maiores terão mais íons e, portanto, menos linhas. A
temperatura
para a qual os átomos de um elemento em sua maioria se ionizam
depende
do elemento, o que faz com que para cada temperatura, vejamos somente
linhas produzidas por determinados elementos, conferindo assim uma
assinatura espectral
típica daquela temperatura.
Como veremos mais adiante, as estrelas mais quentes (e, portanto, mais azuis) são, em geral, também mais massivas. Por conseguinte, a classe espectral está correlacionada não apenas à temperatura, mas também à massa das estrelas, assim como a seu raio e luminosidade. Para as estrelas "normais" (chamadas também de estrelas da seqüência principal, como veremos em breve) a seguinte tabela sumariza suas propriedades:
tipo Massa Temp. Raio Lum. (Sun=1)
-------------------------------------------
O 60.0 50,000 15.0 1,400,000
B 18.0 28,000 7.0 20,000
A 3.2 10,000 2.5 80
F 1.7 7,400 1.3 6
G 1.1 6,000 1.1 1.2
K 0.8 4,900 0.9 0.4
M 0.3 3,000 0.4 0.04
-------------------------------------------
Nosso Sol, portanto, é uma estrela
ordinária, de tipo espectral G2:
Uma estrela de classe espectral B é bem maior,
mais
luminosa e mais quente. Um exemplo é a estrela HD93129A, cujo
tamanho
é mostrado abaixo em comparação com o Sol:
Existem estrelas em um grande domínio de
tamanhos
e cores. Aldebaran, por exemplo, é uma supergigante vermelha:
Arcturus é uma gigante alaranjada:
Outros extremos em tamanho são também
encontrados
entre as estrelas; há estrelas que são muito pequenas, de
tamanho
comparável ao da Terra ou de um planeta gigante, como
Júpiter.
São as anãs brancas e as anãs marrons:
Existem também supergigantes azuis, como
Rigel,
assim como gigantes ou subgigantes amareladas como Capella ou Procyon.
Função de Luminosidade:
Levantamentos de estrelas baseados em seu fluxo claramente levam-nos a selecionar mais estrelas luminosas, pois estas são visíveis a maiores distâncias. Seriam as estrelas brilhantes que vemos no céu típicas? Para respondermos a esta pergunta, precisamos determinar a função de luminosidade estelar, que nos dá o número de estrelas da Galáxia em função de sua luminosidade (ou magnitude absoluta).
Uma função de luminosidade é
construída contando todas as estrelas contidas em um determinado
volume, supostamente
representativo da Galáxia como um todo. O resultado é
tipicamente
algo mostrado na figura que segue:
Notamos então que as estrelas mais comuns que
existem
são as de baixa luminosidade e pequeno tamanho. As estrelas
luminosas
são raras. Como massa e luminosidade se correlacionam, podemos
dizer
também que estrelas massivas são raras.
Teorema Russell-Vogt:
Apesar do grande domínio de luminosidades,
temperaturas,
tamanhos e classes espectrais de estrelas, há um parâmetro
físico
que é o mais importante: a massa. Estrelas quentes, luminosas e
grandes
(classes espectrais O e B) são em geral de alta massa. Estrelas
frias
são majoritariamente pequenas, de baixa luminosidade e massa.
Esta
dependência das propriedades de uma estrela com sua massa
é
basicamente o que enuncia o Teorema Russell-Vogt.