Agosto 2011
COSMOLOGIA
A Sequência Espectral (cont.) fotosférica que torna a probabilidade de uma dada transição electrónica máxima (as transições têm também probabilidades de ocorrência intrínsecas ao átomo pelo que, ainda que a radiação proporcionada pela fotosfera da estrela tenha
nas estrelas de tipo O, passando pelos 10000 Kelvin nas estrelas de tipo A e pelos 5800 Kelvin nas estrelas de tipo solar, até aos 3500 Kelvin nas estrelas de tipo M. Esta variedade de temperaturas explica a diversidade dos espectros estelares
Fig. 3—Intensidade das linhas espectrais, tipo de espectro e sua dependência com a temperatura à superfície de cada estrela. Crédito: www.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect12
uma distribuição óptima, as transições podem ainda assim ocorrer com pouca frequência e dar origem a linhas pouco intensas). Esta dependência é visível na figura 3. Vejam como a intensidade das linhas espectrais do hidrogénio é máxima quando as estrelas têm fotosferas com temperaturas equivalentes às estrelas de tipo A. O mesmo se passa para as linhas do cálcio ionizado (Ca II) na estrelas de tipo K e para as linhas do hélio ionizado (He II) e do silício triplamente ionizado (Si IV) nas estrelas de tipo O. As temperaturas das fotosferas estelares são muito variadas, desde mais de 30000 Kelvin Página 24
observados. A observação do espectro de uma estrela, em particular da intensidade relativa das linhas espectrais, permite deduzir a temperatura da sua fotosfera, um parâmetro físico importante pois dela depende, por exemplo, a luminosidade. A classificação das estrelas numa sequência de tipos espectrais (O, B, A, F, G, K e M) assenta precisamente neste princípio, mais do que em diferenças na abundância relativa dos elementos. Luís Lopes