Classificação de Espectros Estelares¹

Conceitos envolvidos: espectro, contínuo, linha de absorção, tipo espectral, seqüência principal, lei de Wien, magnitude aparente, magnitude absoluta, módulo de distância.

Objetivos:

1. Familiarizar-se com a aparência de espectros de estrelas da Seqüência Principal.

2. Fazer a classificação espectral de estrelas da seqüência principal.

3. Obter espectros de estrelas desconhecidas de um campo simulado de estrelas e classificar as estrelas de acordo com seu espectro.

4. Determinar a distância dessas estrelas pelo método da paralaxe espectroscópica.

Equipamento:

Computador com Windows e programa clea_spe.zip e jspectra.zip ou classificação Espectral CLEA_SPE.

Introdução:

O exercício computacional consiste de duas partes. Na primeira parte, você examinará os espectros digitalizados de 25 estrelas desconhecidas, determinará o tipo espectral de cada estrela, e anotará seus resultados juntamente com a justificativa de sua classificação. Cada espectro poderá ser comparado com um atlas representativo de 13 espectros padrões, e, comparando as intensidades relativas de linhas de absorção características, você será capaz de estimar o tipo espectral de estrelas desconhecidas.

A segunda parte deste exercício é uma simulação realista de um espectrômetro astronômico acoplado a um de três telescópios profissionais: um pequeno, um de tamanho médio, e um grande. Você escolherá o telescópio mais adequado para obter o espectro de uma lista de estrelas designadas pela professora ou pelo professor. Você então irá classificar seus espectros comparando-os com espectros de estrelas padrões armazenados no computador, como foi feito na primeira parte do exercício. O programa permite acessar 3 telescópios diferentes, um pequeno (0,4m), um médio (0,9m) e um grande (4 m), mas o telescópio acessado automaticamente é o pequeno. Se ao fim da observação você sentir a necessidade de usar um telescópio maior para melhorar a razão SINAL/RUÍDO, você poderá requerer tempo de observação num telescópio maior (botão Telescope, opção Request time). Mas isso ficará como um exercício opcional.

Primeira parte: Classificação Espectral de Estrelas da Sequência Principal

1. Inicializar o programa e entrar as informações do estudante
   • Clique em login, entre seu nome em Student#, e os dos seus colegas de grupo (até 4). Clique OK, e clique Yes quando perguntar "Have you finished logging in"?

     A primeira tela do laboratório de Classificação Espectral vai aparecer.

2. Acessar a tela de ajuda

   • Clique em Help para abrir a tela de ajuda, e então clique em Topics para ver uma lista de tópicos. Mova a barra deslizante (scrollbar) à direita da janela para cima e para baixo para ver a lista toda. Escolha o tópico clicando em cima dele, e então clique em OK. Para sair de cada tela de ajuda clique em CLOSE no menu na parte superior da janela, ou no botão cinza X no canto superior direito da janela branca.

3. Iniciar a observação
   • Clique e segure a tecla RUN, e selecione a função CLASSIFY SPECTRA do menu que vai aparecer.

     Você está agora no modo de classificação. A tela mostra três painéis, alguns botões de controle na direita e um menu em cima. O painel do centro será usado para mostrar o espectro de uma estrela desconhecida, os outros dois painéis serão usados para mostrar espectros de estrelas padrões para serem comparados com os espectro desconhecido.

   • Clique e segure a tecla Load do menu, selecione a função Unknown Spectrum, e então Program List. Solte o mouse. Uma lista de estrelas vai aparecer, com a primeira delas - HD124320 - já selecionada. Clique o botão OK. O espectro dessa estrela vai aparecer.

     Os pontos mais altos do espectro correspondem ao contínuo, devido à luz total da fotosfera incandescente da estrela. Os sulcos no espectro são linhas de absorção produzidos por átomos e íons na parte mais externa da fotosfera da estrela. Você pode medir tanto o comprimento de onda quanto a intensidade de qualquer ponto do espectro colocando o cursor sobre o ponto e clicando o botão esquerdo do mouse. O cursor muda de uma seta para uma cruz, facilitando a centralização sobre o ponto.

     Escolha qualquer ponto do contínuo de HD124320 e anote seu comprimento de onda e intensidade:

     Comprimento de onda ..................... Intensidade.......................

     Meça o comprimento de onda e intensidade do ponto mais profundo da linha de absorção mais intensa (mais funda) no espectro no espectro de HD12432.

     Comprimento de onda ..................... Intensidade.......................

     Observe que o espectro que você vê, que é típico dos usados para classificação espectral, não cobre todo o intervalo de comprimentos de onda visíveis, mas apenas uma porção limitada, por limitação instrumental.

     Se você fosse olhar para esse intervalo de comprimentos de onda com seus olhos, que cor ele apareceria? ............................................

4. Determinação do tipo espectral de HD 124320
   • Aperte em LOAD e selecione a opção ATLAS OF STANDARD SPECTRA.

   • Selectione MAIN SEQUENCE e clique OK.

     13 espectros serão acessados, mas somente 4 podem ser vistos por vez. Para ver todos eles, voce deve colocar o cursor na barra deslizante à direita da janela e arrastá-la para cima ou para baixo. Ao fazer isso, você verá uma seqüência de tipos espectrais representativos, desde os mais quentes ao mais frios. O número romano V ao lado de cada tipo espectral indica que são estrelas da seqüência principal.

   • Duas coisas são notáveis olhando-se todos os espectros: 1) Os diferentes tipos espectrais mostram diferentes linhas de absorção; 2) A forma do contínuo varia. As linhas de absorção dependem dos átomos e íons presentes a cada temperatura. A forma do contínuo é determinada pela lei de radiação do corpo negro (lei de Planck). A lei de Wien diz que o comprimento de onda em que ocorre a intensidade máxima (λ_max) é inversamente proporcional à temperatura do objeto (T):
     

     λmax = 5400K×5400Å T

     onde λ_max está em Ångstroms (Å) e T em Kelvin (K).

     Ou seja, quanto maior a temperatura da estrela, menor será o comprimento de onda correspondente à intensidade máxima do contínuo.

     Olhando as estrelas no Atlas, você pode dizer, a partir do contí nuo, qual tipo espectral é mais quente? Identifique-o ............................

     Qual tipo espectral, aproximadamente, tem o pico do contínuo em 4200Å (4200Å é mais ou menos no meio do eixo). ....................

     Qual seria a temperatura dessa estrela? ............................................

   • Agora você vai classificar o espectro da estrela. Clique no botão com uma barrinha preta no canto superior direito da janela Main Sequence para reduzir essa janela a um ícone. Na janela grande você verá plotados dois espectros do Atlas junto com o espectro da estrela: um espectro de uma estrela O5, em cima, e um espectro de uma estrela B0, em baixo. Para substituir esses espectros de comparação por outros, voce clica no botão Down na parte direita da janela. Mude os espectros até que eles sejam parecidos com o espectro da estrela, e que este fique entre os outros dois. Por exemplo, para a estrela HD124320, o seu espectro está entre os espectros de uma A1 e o de uma A5. Uma maneira mais quantitativa de fazer a comparação é usando o botão Difference (no Vireo, File→Display→Show Difference). Quando voceê clica nesse botão, o painel de baixo muda, mostrando um gráfico vermelho com a diferença entre o espectro de cima e o do meio.

     Estime o tipo espectral da estrela HD124320 .......................

   
   
   
5. Determinação de características espectrais e classificação de espectros
   • Agora você vai identificar os elementos que produzem as linhas. Para isso, clique e segure o botão Load e selecione a opção Spectral Line Table. Aparecerá uma lista de linhas espectrais, com o comprimento de onda e o(s) elemento(s) que a produz. O algarismo romano ao lado do símbolo do elemento indica se o elemento é neutro (I) ou ionizado (II indica 1 vez ionizado, III indica 2 vezes ionizado, etc.) Ao colocar o cursor sobre uma linha do espectro, o nome da linha será destacado na lista.

   Para cada um do 6 tipos espectrais listados na Tabela 1, identifique as linhas espectrais produzidas, suas intensidades, e o elemento que a está produzindo. Liste seus resultados na Tabela 1.

   Table 1: Linhas caracterí sticas de diferentes tipos espectrais

   Tipo	comprimentos de onda	intensidade(a)	átomo ou í on
   Espectral	das linhas	(forte, média ou fraca)	produzindo a linha
   O5
   B6
   A5
   F5
   G6
   M5

   ^(a) A intensidade da linha, aqui, varia entre 1 (não tem linha) e 0 (linha tão intensa que absorve totalmente o contí nuo). Portanto quanto menor a intensidade, mais forte é a linha. Escreva forte, média ou fraca.

6. A seguir você vai fazer a classificação espectral de 19 estrelas com espectros não classificados armazenados no computador. Para isso, clique e segure na tecla Load, selecione a opção Unknown Espectra e arraste a seta para a direita para selecionar a opção Next on list. O espectro da estrela HD 37767 vai aparecer no gráfico central da tela. Estime o tipo espectral de cada estrela, da mesma maneira feita para a primeira estrela da lista, justificando a sua classificação com base na intensidade das linhas caracterí sticas de cada tipo. Coloque seus resultados na Tabela 2.
   Table 2: Classificação Espectral de Estrelas

   Estrela	Tipo Esp.	Linhas principais
   HD 124320	A3	Linhas HI muito intensas, linhas CaII entre A1 e A5

   Segunda parte: OBTENÇÃO DE ESPECTROS ESTELARES
   

   Agora voceê vai aprender a obter espectros. Para isso, o programa Clea de Classificação Espectral faz uma simulação realista de um espectrômetro astronômico acoplado a um telescópio, com o qual você obterá o espectro de uma lista de estrelas. Você então irá classificar seus espectros comparando-os com espectros de estrelas padrões armazenados no computador, como foi feito na primeira parte do exercício. O programa permite acessar 3 telescópios diferentes, um pequeno (0,4m), um médio (0,9m) e um grande (4 m), mas o telescópio acessado automaticamente é o pequeno. Se ao fim da observação você sentir a necessidade de usar um telescópio maior para melhorar a razão SINAL/RUÍDO, você poderá requerer tempo de observação num telescópio maior (botão Telescope, opção Request time). Mas isso ficará como um exercí cio opcional.

7. Obtenção dos espectros
   • Clique e segure a tecla RUN, e selecione a função Take spectra. Em poucos segundos vai aparecer o controle do painel do telescópio.

     A tela do observatório é idêntica à do observatório de fotometria, que você usou ao fazer o exercício clea_pho.

   • Clique em DOME para abrir (open) a cúpula (dome) do observatório. Quando a cúpula estiver totalmente aberta, o centro da tela mostrará uma vista do céu noturno.

   • Clique em Tracking para ligar o acompanhamento do telescópio e compensar o movimento da Terra.

   • Escolha uma estrela no campo e mova o telescópio (usando os botões N, S, E, ou W) de forma a centrar a estrela no campo.

   • Clique em Monitor para ver uma visão ampliada da região dentro da caixa no centro da vista do céu. O display mostrará a fenda do espectrômetro, que tem 15 minutos de arco de largura.

   • Centre cuidadosamente a estrela dentro da fenda. Você podera mudar a velocidade de movimento do telescópio (Slew Rate) para um valor menor, para facilitar a centragem.

   • Anote as coordenadas e a magnitude aparente da estrela:

     Estrela 1:

     Ascensão reta: .............................. Declinação: .............

     Magnitude aparente: ........

   • Clique em Take reading para começar a medir o espectro. A tela agora mostra um gráfico de comprimento de onda (eixo x) versus intensidade (eixo y)

   • Clique Start/Resume Count. O espectrômetro começará a coletar fótons da estrelas (e alguns do céu). Após alguns segundos o espectro começa a tomar forma. Quanto mais fótons você coletar, mais bem definido será o espectro. O computador automaticamente ajusta o espectro de forma que os pontos mais intensos tenham o valor 1,0 no gráfico. Por isso o espectro não aumenta em altura, apenas se torna mais definido.

     Enquanto o espectrômetro faz a coletagem dos fótons, ele mostra algumas informações, como o nome do objeto, sua magnitude visual aparente, o número total de fótons coletados e o número médio de fótons por pixel, o tempo decorrido desde o início da medida, e a razão sinal/ruído (S/R), que é uma medida da qualidade dos dados obtido.

     Para uma boa classificação, convém alcançar uma razão S/R de no mínimo 100, o que é rápido para uma estrela brilhante, mas pode ser muito demorado para uma estrela fraca.

   • Para parar a coletagem de dados, clique em Stop Count. O computador vai mostrar o espectro final. Você pode medir a intensidade e o comprimento de onda em cada ponto exatamente como na parte do exercício de classificação espectral.

   • Clique no botão Save para salvar o espectro obtido. Aparecerá uma janela pedindo para entrar o número da estrela (está setado para o número 0). Entre o número 1, se este é seu primeiro espectro, e clique OK. O computador dará um nome ao espectro baseado no nome com que você se logou e o número que você acabou de dar.

     Anote o nome do espectro.

     Nome do primeiro espectro: ................................

   • Clique no botão Return para voltar ao telescópio. Desligue o Monitor clicando nele, para voltar ao campo grande, escolha outra estrela e proceda da mesma forma como foi feito para a primeira. Lembre de coletar dados até obter S/R no mínimo igual a 100. Anote os dados:

     Estrela 2:

     Ascensão reta: .......................... Declinação: ..............................

     Nome do segundo espectro: .......................................

     Magnitude aparente: .......................................

8. Classificação dos espectros
   • Quando você já tiver obtido e salvado os dois espectros, clique em Return para voltar ao telescópio, feche o observatório (desligue Monitor, Tracking e Dome), e acesse a tela de classificação espectral. Daqui em diante o exercício é similar ao que foi feito anteriormente.

     Clique na tecla Run e selecione a opção Classify Spectra.

   • Você está agora no modo de classificação. Para ver os espectros que você obteve, clique e segure tecla Load do menu, selecione a função Unknown Spectrum, e então Saved spectra. Solte o mouse. Uma lista com os nomes do espectros que você obteve vai aparecer. Selecione o primeiro deles e clique o botão OK. O espectro dessa estrela vai ocupar o gráfico do meio.

   • Aperte em Load e selecione a opção Atlas of standard spectra

   • Selectione Main sequence e clique OK. Dois espectros de estrelas padrões da Sequência Principal vão ocupar os outros dois gráficos.

     Use a tecla Difference (no Vireo, File→Display→Show Difference) para melhor poder comparar os espectros padrões com o espectro obtido. Use os botões Up e Down para mudar o espectro padrão no gráfico superior, até que a diferencça com o espectro observado seja mínima.

   • Anote o resultado de sua classificação na Tabela 4. Depois proceda similarmente para fazer a classificação espectral da sua segunda estrela observada, e torne a anotar os resultados na Tabela 4.

9. Determinação da distância das estrelas
   • Tendo o tipo espectral e a magnitude aparente m de uma estrela, é possí vel determinar sua distância, uma vez que existe uma relação conhecida entre o tipo espectral de uma estrela e sua magnitude absoluta M, como mostra a Tabela 3. E uma vez conhecida a magnitude aparente e a magnitude absoluta pode-se determinar a distância usando relação chamada módulo de distância, como foi feito no exercício de fotometria:
     

     (m-M) = -5 + 5 log d ⇒ d = 10(m-M+5)/5

     onde a distância d é dada em parsecs.
   • Determine as magnitudes absolutas e a distâncias das duas estrelas para as quais você obteve o espectro e classificou. Coloque seus resultados nas Tabelas 5.
     Table 3: Tipo espectral versus magnitude absoluta Estrelas da seqüência principal - Classe de luminosidade V

     Magnitude	Tipo Espectral
     Absoluta (V)
     -5.8	O5
     -4.1	B0
     -1.1	B5
     0.7	A0
     2.0	A5
     2.6	F0
     3.4	F5
     4.4	G0
     5.1	G5
     5.9	K0
     7.3	K5
     9.0	M0
     11.8	M5
     16.0	M8

     Table 4: Tipos espectrais de duas estrelas desconhecidas

     Estrela #	Ascensão	Declinação	Magnitude	Tipo
     	Reta		aparente	espectral
     1
     2

     Table 5: Distâncias das duas estrelas desconhecidas

     Estrela #	Tipo	Magnitude	Magnitude	Distância
     	Espectral	aparente	absoluta	(parsecs)
     1
     2

Footnotes:

¹ CLEA - Contemporary Laboratory Experiences in Astronomy - Department of Physics, Gettysburg College, Gettysburg, PA 17325
Texto adaptado pelos professores Maria de Fátima Saraiva e Kepler Oliveira

Introdução à Astronomia e à Astrofísica