Temperatura e Cor

Vamos descobrir o que causa os vales no espectro de uma estrela.

Quando você acende a chama de um fogão, ela esquenta e começa a brilhar. A chama emite luz devido a sua alta temperatura. Emite a maior parte da sua luz visível na região vermelha do espectro, de forma que você a vê avermelhada. (Uma chama de fogão, na verdade, emite mais luz no infravermelho. Coloque sua mão sobre a chama, a uma distância de uns 10 centímetros, e vai poder sentir a radiação infravermelha em sua mão, na forma de calor). À medida que você eleva a temperatura da chama, começa a ficar mais brilhante e a cor muda: primeiro para laranja, depois para amarelo e, por fim, para azul. A animação do lado direito mostra como as cores mudam à medida que a chama tem sua temperatura aumentada e, depois, quando esfria de novo.

Estrelas são muito mais quentes do que chamas de fogão, mas também emitem luz por causa das temperaturas. Assim como chamas de fogão, estrelas emitem a maior parte da sua luz em uma determinada cor, dependendo de sua temperatura. Se você olhar atentamente as estrelas no céu de noite, pode ver algumas delas com cores diferentes (e elas podem ser bem impressionantes vistas através de binóculos ou de um telescópio pequeno).

Linhas de Absorção

Entretanto, nem toda a luz que uma estrela emite chega até nós. Parte dela é absorvida pelo gás na atmosfera da estrela. Dê uma olhada na animação ao lado. As camadas mais internas da estrela emitem todas as cores do arco-íris, em quantidades diferentes. Quando a luz passa pela nuvem de hidrogênio nas camadas mais externas da estrela, parte da luz vermelha é absorvida pelo hidrogênio. Por causa disso, nem toda a luz consegue chegar na Terra, que é o lado esquerdo da animação. O espectro da estrela, mostrado no lado esquerdo, possui um vale na região do vermelho. Esta é a causa para os vales que você viu nos espectros do último exercício.

O hidrogênio somente absorverá luz se a estrela tiver uma determinada temperatura. Se a estrelas estiver mais quente ou mais fria, o hidrogênio não vai absorver essa luz.

Algumas vezes, nuvens de hidrogênio em estrelas também podem emitir luz, assim como absorvê-la. Quando uma nuvem de hidrogênio emite luz, o faz exatamente na mesma cor que a nuvem absorve. Se a nuvem emite mais luz do que absorve, o espectro do lado esquerdo terá um pico ao invés de um vale. Esses picos são chamados de "linhas de emissão", porque a nuvem está emitindo luz. Linhas de emissão também dependem da temperatura da estrela; elas somente aparecem quando a estrela tem uma determinada temperatura.

Se você visse uma nuvem cujo espectro não mostra nem absorção pelo hidrogênio nem linhas de emissão, como você poderia dizer se a nuvem está quente ou fria? Para uma nuvem de hidrogênio puro, você não poderia, mas para estrelas reais, que contêm átomos de muitos outros elementos além do hidrogênio, você poderia observar as linhas de absorção e de emissão desses outros elementos.

Linhas de Absorção em Estrelas Reais

Muitos elementos absorvem e emitem mais luz em uma determinada temperatura; portanto, a essa temperatura, suas linhas de absorção e de emissão são mais fortes. As linhas que você vê em um espectro são como termômetros. Alguns compostos, como o óxido de titânio, apenas aparecem nos espectros de estrelas muito frias. Outros, como o hélio, aparecem somente em espectros de estrelas muito quentes.

A seqüência de tipos espectrais, OBAFGKM, é na verdade uma seqüência de temperatura com o O representanto as estrelas mais quentes e o M, as estrelas mais frias.

Algumas dicas úteis para se lembrar da ordem dos tipos espectrais:

A tabela abaixo exibe algumas das características de linhas de absorção e emissão para cada estrela.

Você pode não saber onde todos esses elementos possuem linhas de absorção e de emissão. A tabela abaixo lista algumas das linhas mais comuns e as localizações aproximadas delas em um espectro eletromagnético.

Se você estiver interessado em saber onde se localizam todas as linhas que o software do SDSS utiliza, pode ver uma tabela com todas as linhas (em inglês).

Agora, dê uma olhada no espectro que você viu anteriormente:

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