Classificação estelar: diferenças entre revisões

Em [[astronomia]], '''classificação estelar''' é uma classificação de [[Estrelaestrela]]s baseadas na [[Fotosfera|temperatura da fotosfera]] eem suas características espectrais. associadas,A eclasse refinadaespectral ade seguiruma emestrela termosé dedeterminada outraspela características.[[Fotosfera|temperatura Asda temperaturasfotosfera]], estelaresque podempode ser classificadasestimada usando-se a [[Lei de Wien|lei do deslocamento de Wien]]; mas isto cria dificuldades para estrelas distantes. A [[AstronomiaEspectroscopia espectralastronômica|espectroscopia estelar]] oferece uma maneira de classificar estrelas de acordo com suas [[Espectroscopia de absorção|linhas de absorção]];, linhasde modo que cada linha representa um íon de absorçãoum particularesdeterminado podemelemento serquímico, observadase somentesua paralargura umarepresenta dadasua temperaturaabundância. porqueA somenteabundância nessarelativa temperaturados osdiferentes níveisíons devaria energiacom atômicaa envolvidostemperatura estãoda povoadosfotosfera. Um esquema antigo (do [[século XIX]]) utilizava letras de ''A'' ao '' P'', e é a origem das classes espectrais usadas atualmente.

Estrelas da classe '''B''' são também muito luminosas, [[Rigel]] (em [[Orion (constelação)|Orion]]) é uma [[Estrela supergigante|supergigante]] azul proeminente da classe B. Seu espectro possui linhas de Hélio neutro e linhas moderadas de hidrogênio. Como estrelas O e B possuem emissão extremamente poderosas, elas duram relativamente pouco tempo. Elas não se deslocam muito da área de onde se formaram uma vez que não possuem muito tempo de vida. Elas portanto são vistas aglomeradas no que se chamada associações OB1, que estão associadas com as [[nuvem molecular|nuvens moleculares]] gigantes. A associação OB1 de Orion é um [[braço espiral]] inteiro da nossa [[Via lacteaLáctea|galáxia]] (estrelas mais brilhantes fazem o braço mais visível, mas não existem mais estrelas lá do que em outra parte da galáxia) e contém toda a [[constelação]] de Orion.

* W: [[1 E4 K|até 70,.000 K]] -— Estrelas [[Wolf-Rayet]].

* L: [[1 E3 K|1,.500 -– 2,.000 K]] -— Estrelas com massa insuficiente para iniciar o processo de [[fusão]] de hidrôgeniohidrogênio ([[anã marrom|anãs marrons]]). Estrelas da classe L [[lítio]] que seria rapidamente destruído em estrelas mais quentes.

* T: [[1 E3 K|1,.000 K]] -— [[anã marrom|Anãs marrons]] mais frias com [[metano]] no espectro.

:*R: FormerlyAnteriormente auma classclasse onprópria itsrepresentando ownuma representingestrela thede carboncarbono starequivalente equivalenta ofuma Classsubclasse Ksuperior stars,da classe G e uma subclasse inferior da classe K.g. Exemplo: ''S Camelopardalis''.

* S: Semelhante aàs estrelas da classe M, mas com oxidoóxido de zircôniazircônio no lugar de óxido de titânio.

As classes T e L podem ser mais comum do que todas as classes restantes combinadas, se pesquisas recente forem confirmadas. Do estudo de berçários estelares, isto é, [[Disco protoplanetário|discos proto-planetários]] e agregados de gases em [[nebulosa]]s do qual estrelas e sistemas solares são formados, o número de estrelas na [[galáxia]] pode ser várias [[Magnitude (astronomia)|ordens de magnitude]] maior do que o que nós sabemos atualmente. Na teoria estas regiões de nascimento estão em uma corrida umas com as outras. A primeira a transformar em [[proto-estrela]] ( que são objetos muito violentos) irá destruir os outros berçários na região, espalhando o seus gases. O material das vítimas então irão provavelmente transformar-se em estrelas da sequência principal ou estrelas anãs marrons das classes L e T, mas que serão completamente invisíveis para nós. Como estas estrelas vivem muito tempo (nenhuma estrela abaixo de 0.8 massas solares morreu desde o início da história da galáxia) então estas estrelas irão se acumlaracumular com o tempo.

A '''Classificação espectral de Yerkes''', também chamada de sistema '''MKK''' das iniciais de seus autores, é um sistema de classificação espectral introduzido em [[1943]] potpor [[William Wilson Morgan]], [[Phillip C. Keenan]] e [[Edith Kellman]] do [[Observatório Yerkes]].

* '''VI''' [[EstrelasEstrela sub-anãssubanã|sub-anãssubanãs]] (raramente usada);