Classificação das estrelas
As estrelas são classificadas em nove classes de luminosidade e oito classes espectrais.
As classes de luminosidade são as seguintes:
· 0 : supergigantes extremamente luminosas
· Ia: supergigantes luminosas
· Ib: supergigantes menos luminosas
· II: gigantes brilhantes
· III: gigantes “normais”
· IV: subgigantes
· V: anãs, estrelas relativamente jovens da seqüência principal (população I), contendo metais oriundos de antigas supernovas
· VI: subanãs, estrelas mais antigas da seqüência principal (população II), com baixo teor de metais
· VII: anãs brancas, estrelas que esgotaram completamente sua fusão nuclear e brilham apenas com energia liberada por sua contração, caminhando gradualmente para a extinção total
As classes espectrais são:
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Massas estelares típicas (Sol=1)
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· O: estrelas azuis, com temperatura da ordem de 40.000 K
· B: estrelas azuis, com temperatura da ordem de 25.000 K
· A: estrelas brancas, com temperatura da ordem de 9.500 K
· F: estrelas brancas, com temperatura da ordem de 7.200 K
· G: estrelas amarelas, com temperatura da ordem de 5.800 K
· K: estrelas alaranjadas, com temperatura da ordem de 4.900 K
· M: estrelas vermelhas, com temperatura da ordem de 3.600 K
· L: anãs marrons, com temperatura da ordem de 2.000 K
· T: anãs marrons, com temperatura da ordem de 1.000 K
Por ter baixo teor de metais, as estrelas subanãs da população II (antigas) são mais quentes e brilham mais do que estrelas anãs da população I (jovens) com massa semelhante. Ou seja, são menores do que estrelas anãs da mesma classe espectral.
Estrelas brilhantes
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Luminosidades típicas (Sol=1)
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Das estrelas brilhantes (excluindo anãs marrons) que existem na região da Galáxia ocupada pela Solidariedade Galáctica e seus vizinhos, 0,7% são subgigantes, gigantes ou supergigantes. Dentro deste grupo, 0,15% são estrelas do tipo Ia, 0,31% do tipo Ib, 1,4% tipo II, 72,2% tipo III e 21,9% tipo IV. Por classe espectral, dividem-se em tipo O (2,8%), B (19,4%), A (16,7%), K (55,5%) e M (5,6%); estrelas gigantes das classes F e G também existem, mas são muito raras.
A grande maioria das estrelas brilhantes da região – nada menos que 90,4% – são estrelas anãs da seqüência principal, podem ser dos tipos O (0,00002%), B (0,1%), A (1%), F (3%), G (9%), K (14%) e M (73%).
As subanãs (4,4% do total) podem ser G (16%), K (16%) e M (67%), porque as de classe espectral mais alta já esgotaram seu “combustível” nuclear original e já se converteram em gigantes ou anãs brancas. Estas últimas constituem 4,5% de todas as estrelas. Não são necessariamente “brancas”, pois passam por todas as cores do espectro à medida que vão se esfriando gradualmente.
Anãs marrons
As anãs marrons, das classes L e T, são corpos intermediários entre planetas e estrelas, duas vezes mais comuns que as estrelas de classe M. São corpos puramente gasosos, constituídos basicamente de hidrogênio e hélio, com uma massa 4.000 a 24.000 vezes maior que a da Terra, 13 a 84 vezes maior que Júpiter, ou 0,012 a 0,08 vez a massa do Sol.
Algumas delas foram estrelas das últimas categorias da classe M, com 0,075 a 0,08 massas solares, que chegaram a brilhar como verdadeiras estrelas durante até 10 bilhões de anos e depois esfriaram para a classe L.
As de 0,06 a 0,075 massas solares nunca foram grandes o bastante para manter em seu interior a fusão do hidrogênio normal, como nas estrelas brilhantes da seqüência principal, mas a pressão em seu núcleo é suficiente para provocar a fusão do deutério (isótopo pesado do hidrogênio) e do lítio, originando hélio-4. Essas estrelas podem permanecer muitos bilhões de anos na classe L, antes de esfriar para a classe T.
As de 0,025 a 0,06 massas solares limitam-se a converter deutério em hélio-4 e esfriam para a classe T em menos de três bilhões de anos.
As de 0,012 a 0,025 massas solares convertem deutério em hélio-3 e esfriam para a classe T em centenas de milhões de anos.
As da classe L têm uma cor vermelho-escura como a de carvões em brasa. Corpos recém-formados (cerca de 10 milhões de anos), têm temperatura é da ordem de 2.600 ºC e diâmetro da ordem de 600.000 km; quando chegam a 100 milhões de anos, a temperatura cai para 2.300 ºC e o diâmetro para 200.000 km.
As da classe T esfriaram para menos de 1.000ºC, tornaram-se quase completamente escuras e irradiam quase toda a sua energia na faixa do infravermelho. A temperatura mais baixa permite a existência de moléculas de metano. Para uma típica anã marrom de um bilhão de anos, a temperatura é de 900 ºC e o diâmetro de 130.000 km; com dez bilhões de anos, a temperatura cai para 280 ºC e o diâmetro para 120.000 km.
Relação massa-luminosidade e outros parâmetros para estrelas típicas da seqüência principal, classe V
(*) em que a temperatura do corpo negro atinge 2.400 K, suficiente para vaporizar a maioria das substâncias.
(**) em que planetas semelhantes à Terra e com rotação inicial em 10 horas são travados em até 4,5 bilhões de anos. A distância aumenta na proporção inversa da raiz sexta do período inicial de rotação e na proporção direta da raiz sexta do tempo decorrido.