Dê uma olhada para o céu noturno e você o encontrará iluminado por centenas ou mesmo milhares de pontos individuais de luzes cintilantes

As estrelas encontradas em NGC 3532 mostram uma rica variedade de cores e brilhos. Crédito da imagem: ESO / G. Beccari.

Embora possam parecer, para um olho destreinado, todas parecerem ser iguais, exceto, talvez, algumas parecendo mais brilhantes do que outras, um olhar mais atento revela uma série de diferenças intrínsecas entre elas.

Annie Jump Cannon sentada em sua mesa no Harvard College Observatory, em algum momento do início do século 20 século. Crédito da imagem: Smithsonian Institution from the United States.

Com céus bons o suficiente e um observador treinado, ou com um telescópio de qualidade, uma olhada nas estrelas mostra imediatamente que elas vêm em cores diferentes. Como a temperatura e a cor estão intimamente relacionadas, aqueça alguma coisa e ela brilhará em vermelho, depois laranja, depois amarelo, branco e eventualmente azul conforme você aumenta a temperatura, faz sentido classificá-las com base na cor. Mas onde você faria essas divisões e essas divisões encapsulariam toda a física e astrofísica importantes em andamento? Sem mais informações, não haveria um sistema bom e universal com o qual todos concordariam. Mas o estudo da cor em astronomia (fotometria) pode ser aumentado dividindo a luz em comprimentos de onda individuais (espectroscopia). Se houver átomos neutros ou ionizados nas camadas mais externas da estrela, eles irão absorver parte da luz em determinados comprimentos de onda. Esses recursos de absorção podem adicionar uma camada extra de informações e levaram ao primeiro sistema de classificação útil.

O espectro solar mostra um número significativo de características, cada uma correspondendo à absorção das propriedades de um elemento único na tabela periódica. Crédito da imagem: Nigel A. Sharp, NOAO / NSO / Kitt Peak FTS / AURA / NSF.

Conhecidas como classes Secchi, para o astrônomo italiano do século 19 Angelo Secchi que as criou, havia originalmente três tipos:

1. Classe I: uma classe para as estrelas azuis/brancas que exibiam linhas fortes e largas de hidrogênio.
2. Classe II: estrelas amarelas com características de hidrogênio mais fracas, mas com evidências de linhas metálicas ricas.
3. Classe III: estrelas vermelhas com espectros complexos, com enormes conjuntos de recursos de absorção.

Este sistema, estabelecido pela primeira vez em 1866, foi o primeiro sistema não arbitrário de classificação, uma vez que se baseou em uma combinação de recursos espectroscópicos em conjunto com as cores fotométricas. Enquanto Secchi refinava ainda mais sua estrutura de classes e introduzia subclasses e classes adicionais, isso foi substituído por delineações espectrais mais finas.

As três classes Secchi originais e os espectros que as acompanham. Imagem crédito: de uma litografia colorida em um livro publicado por volta de 1870, recuperado da AIP.

Pesquisadoras do Harvard College Observatory foram encarregadas de pesquisar todas as estrelas visíveis no céu noturno com uma magnitude visual de +9, ou o mais fraca que você seria capaz de ver hoje com um belo par de binóculos. Exceto que não foi suficiente gravá-las da maneira tradicional; elas precisavam ser observadas e analisadas espectroscopicamente. Sob a orientação de Edward Pickering, um grupo de astrônomas, todas mulheres, conhecidas na época como "Harém de Pickering" (que mais tarde foi saneado para "Mulheres de Pickering" ou "Computadores de Harvard") - pegaram os dados e criaram o Draper System, pelo qual Pickering recebeu crédito total/exclusivo. As estrelas que tinham as linhas fortes de hidrogênio (Secchi Classe I) foram divididas em quatro outras delimitações, marcadas de A a D, com base na força dos recursos de absorção de hidrogênio, com A sendo o mais forte. As estrelas com linhas metálicas ricas (e linhas de hidrogênio mais fracas, Secchi Classe II) foram divididas em seis classes, de E a L, com a diminuição da força do hidrogênio e o aumento da força do metal caminhando lado a lado. As estrelas mais vermelhas, mais ricas em características de absorção (Secchi Classe III) tornaram-se a classe M. Além disso, havia quatro outros tipos marcados de N a Q, com O sendo notável por ter estrelas azuis muito brilhantes com características de hidrogênio muito fracas, mas também linhas não vistas em nenhuma outra classe de estrelas.

As sete classes de estrelas principais, organizadas por suas cores. Acontece que essas cores também correspondem à temperatura da superfície de uma estrela e, portanto, estrelas O são as mais quentes, enquanto as estrelas M são as mais frias. Crédito da imagem: E. Siegel.

Em 1901, Annie Jump Cannon - uma das astrônomas trabalhando com Pickering - sintetizou o conjunto completo desses dados e consolidou as dezessete classes do Sistema Draper em apenas sete: A, B, F, G, K, M e O. O grande passo que ela deu, no entanto, também foi talvez o mais simples: reorganizá-los pela cor, do mais azul ao mais vermelho. Isso significava que a ordem era agora O, B, A, F, G, K e M. Os tipos de estrelas foram subdivididas em dez intervalos cada, de 0 a 9, com base na mais azul para a mais vermelha. Portanto, uma estrela B2 teria 20% do caminho entre uma estrela B0 e uma estrela A0, uma estrela B5 estaria 50% do caminho até lá e uma estrela B9 estaria 90% do caminho até lá. A estrela mais azul de todas seria O0, enquanto a mais vermelha seria M9. Este sistema, conhecido como Harvard Spectral Classification System, ainda está em uso hoje. Haveria, no entanto, mais um grande salto que ocorreria décadas após as contribuições de Annie Jump Cannon, e você pode ver por si mesmo se visualizar os espectros dessas diferentes classes em ordem decrescente.

As estrelas O, as mais quentes de todas as estrelas, na verdade têm linhas de absorção mais fracas em muitos casos, porque as temperaturas da superfície são altas o suficiente para que a maioria dos átomos em sua superfície tenha uma energia muito grande para exibir as transições atômicas características que resultam em absorção. Crédito da imagem: NOAO / AURA / NSF, modificado para ilustrar as estrelas que demonstram esse fenômeno.

Você notará que certas linhas aparecem, ficam mais fortes e depois desaparecem, enquanto outras simplesmente aparecem e se fortalecem. O motivo pelo qual as estrelas aparecem com as características de absorção que fazem é devido à sua temperatura e porque, em certas temperaturas, diferentes estados de ionização (e, portanto, diferentes transições atômicas) são mais comuns e, portanto, mais fortes. A ligação entre temperatura, cor e ionização não foi encontrada até 1925, com a dissertação do PhD de Cecilia Payne, que também nos permitiu determinar do que o Sol (e todas as estrelas) eram realmente feitas! As diferentes classificações estelares não correspondem apenas às cores e características de absorção de uma estrela, mas também à temperatura de uma estrela.

O (moderno) sistema de classificação espectral Morgan-Keenan, com a faixa de temperatura de cada estrela classe mostrada acima dela, em Kelvin. Crédito da imagem: usuário LucasVB do Wikimedia Commons, acréscimos de E. Siegel.

Graças ao trabalho de Payne e Cannon, aprendemos que as estrelas eram feitas principalmente de hidrogênio e hélio, e não de elementos mais pesados como a Terra. O trabalho de Cecilia Payne teria sido impossível sem os dados de Annie Jump Cannon; A própria Cannon foi responsável por classificar, manualmente, mais estrelas na vida do que qualquer outra pessoa: cerca de 350.000. Ela poderia classificar uma única estrela, completamente, em aproximadamente 20 segundos, e usou uma lupa para a maioria das estrelas (fracas). Seu legado agora tem quase 100 anos: em 9 de maio de 1922, a União Astronômica Internacional adotou formalmente o sistema de classificação estelar de Annie Jump Cannon. Com apenas pequenas alterações feitas nos 94 anos desde então, ainda é o sistema principal em uso hoje.

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Referência:

SIEGEL, Ethan. How Do We Classify The Stars In The Universe? Forbes, 28, set. 2016. Starts With A Bang. Disponível em: <https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2016/09/28/how-do-we-classify-the-stars-in-the-universe/?sh=22e14ddc1830>. Acesso em: 20, ago. 2021.

Marcello Franciolle F T I P E
Founder - Gaia Ciência

Marcello é fundador da Gaia Ciência, que é um periódico científico que foi pensado para ser uma ferramenta para entender o universo e o mundo em que vivemos, com temas candentes e fascinantes sobre o Universo e Ciências da Terra para inspirar e encantar as pessoas. Ele é graduando em Administração pelo Centro Universitário N. Sra. do Patrocínio (CEUNSP) – frequentou a Universidade de Sorocaba (UNISO); graduação em Análise de Sistemas e onde participou do Encontro de Pesquisadores e Iniciação Científica (EPIC). Suas paixões são literatura, filosofia, poesia e claro ciência.