Classificação estelar: diferenças entre revisões
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Um [[mnemônico]] em inglês conhecido para guardar esta sequencia de letras é "'''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl, '''K'''iss '''M'''e". O [[Diagrama de Hertzsprung-Russell]] relaciona a classificação das estrelas com a [[magnitude absoluta]], [[luminosidade]], e [[temperatura]] da superfície. Deve-se notar que enquanto esta descrição das cores estelares é tradicional, ela realmente descreve as cores das estrelas como vista através de nossa atmosfera. O Sol não é de fato uma estrela amarela, mas tem essencialmente a cor de um [[Corpo negro]] a 5780 [[Kelvin|K]], isto é, uma cor branca sem nenhum traço de amarelo, e é utilizado algumas vezes como a definição da cor branca.
A razão para o arranjo ímpar das letras é histórica. Quando as pessoas começaram a tirar [[Astronomia espectral|espectros estelares]], elas notaram que as estrelas possuem linhas espectrais para o [[hidrogênio]] com diferentes intensidades, e assim elas classificaram as estrelas baseando-se na intensidade das linhas da [[
== Tipos espectrais ==
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<ref name="proportions">These proportions are fractions of stars brighter than absolute magnitude 16; lowering this limit will render earlier types even rarer while generally adding only to the M class.</ref>
Estrelas '''O''' brilham com um poder superior a um milhão de vezes o ''output'' do Sol. Estas estrelas têm linhas de absorção dominantes e por vezes emissão para linhas de [[Hélio|He]] II, ([[Silício|Si]] IV proeminente ionizado, [[Oxigénio|O]] III, [[Nitrogénio|N]] III e [[Carbono|C]] III) e linhas de hélio neutras, fortalecendo de 05 para 09, e [[Série de Balmer|linhas de Balmer]] de hidrogênio proeminentes, apesar de não tão fortes como os últimos tipos. Devido a serem tão massivas, as estrelas de classe '''O''' têm núcleos muito quentes, queimando assim o seu combustível de hidrogénio muito rapidamente, e como tal são as primeiras a saírem da sequência principal. Observações recentes pelo [[Telescópio espacial Spitzer]] indicam que a formação planetária não ocorre à volta de outras estrelas na vizinhança de uma estrela de classe '''O''' devido ao efeito de [[fotoevaporação]].<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ Planets Prefer Safe Neighborhoods]</ref>
:'''Exemplos:''' [[Zeta Orionis]], [[Zeta Puppis]], [[Lambda Orionis]], [[Delta Orionis]]
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:*N: Anteriormente uma classe própria representando uma estrela de carbono equivalente a uma subclasse superior da classe K e uma subclasse inferior da classe M. Exemplo: ''R Leporis''.
* S: Semelhante às estrelas da classe M, mas com óxido de zircônio no lugar de óxido de titânio.
* D: [[Anã branca|Anãs brancas]], tipo ''Sirius B''.▼
A classe '''W''' são representadas por estrelas superluminosas do tipo Wolf-Rayet, sendo notavelmente diferentes já que são formadas na maior parte por hélio em vez do hidrogênio. Elas são consideradas como Supergigantes em processo de morte com sua camada de hidrogênio arrancada pelos quentes [[Vento estelar|ventos estelares]] causados por suas altas temperaturas, expondo assim seu núcleo quente do helium.
[[Imagem:L-dwarf-nasa-hurt.png|260px|direita|thumb|Concepção artística de uma estrela da classe L.]]
A classe '''L''' tem sua designação devido ao [[lítio]] do presente em seu núcleo no núcleo de suas estrelas. Todo o lítio seria destruído nas reações nucleares que ocorrem em estrelas regulares, o que indica que estes objetos não têm nenhum processo de fusão em andamento. São de um vermelho muito escuro e mais brilhante dentro [[
[[hidreto]]s metálicos e [[Metal alcalino|metais alcalinos]] em seu espectro.
[[Imagem:T-dwarf-nasa-hurt.png|260px|direita|thumb|Concepção artística de uma estrela da classe T.]]
As estrelas da classe '''T''' são estrelas muito nova e de baixa densidade encontradas frequentemente nas nuvens interestelares onde elas nasceram. Estas são estrelas que são grandes apenas o suficiente para serem estrelas e as outras são [[Sub estrelas]], sendo da variedade [[anã marrom]]. São negras, emitindo quase nenhuma [[luz visível]] por ter emissões mais fortes dentro [[
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 acumular com o tempo.
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Na realidade a relação entre estas estrelas e a seqüência principal tradicional sugere um contínuo bastante grande de abundância de carbono que se explorado inteiramente adicionaria uma outra dimensão ao sistema de classificação estelar.
== Classificação espectral de Yerkes ==
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Um número de classes de luminosidade existe:
* '''0''' ou '''Ia+''' — [[Estrela hipergigante|Hipergigantes]]
* '''Ia''' — [[Estrela supergigante|Supergigantes]]
* '''
* '''Ib''' — Supergigantes de menor luminosidade. Exemplo: [[Zeta Persei]].
* '''
* '''
* '''IV''' — [[Subgigante]]s. Exemplo: [[Gamma Cassiopeiae]].
* '''V''' — Estrelas da [[Sequência principal]] (anãs)
* '''
▲* '''D
{{Referências|refs =
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