Ao transic oes de nıvel parabaixo n 2 2 resultam em

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ao, transi¸c˜ oes de n´ ıvel para baixo ( n 2 = 2) resultam em emiss˜ao. Ent˜ ao, para uma estrela ter linhas de Balmer intensas, ela precisa ter muitos ´atomos de hidrogˆ enio excitados ao ıvel n=2. Isso acontece em estrelas com temperatura em torno de 10 000 K ( kT = 0 , 86 eV); para temperaturas muito mais baixas, como a do Sol por exemplo, o hidrogˆ enio est´a no estado fundamental, e poucas colis˜oes podem acontecer que sejam energ´ eticas o suficiente para excitar o hidrogˆ enio. J´a em estrelas com temperaturas muito mais altas, o hidrogˆ enio est´a quase todo 223
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ionizado, devido `as freq¨uentes colis˜oes, e novamente existem muito poucos ´ atomos excitados. Assim, as linhas de Balmer ficam fracas em estrelas muito quentes ou muito frias, apesar de o hidrogˆ enio existir abundantemente em todas. 21.5 Classifica¸c˜ ao de luminosidade A classifica¸c˜ ao espectral de Harvard s´o leva em conta a temperatura das estrelas. Considerando que a luminosidade de uma estrela ´ e dada por L = 4 πR 2 σT 4 ef vemos que a luminosidade de uma estrela com maior raio ´ e maior, para a mesma temperatura. Em 1943, William Wilson Morgan (1906-1994), Phi- lip Childs Keenan (1908-2000) e Edith M. Kellman (1911-2007), do Obser- vat´ orio de Yerkes, introduziram as seis diferentes classes de luminosidade, baseados nas larguras de linhas espectrais que s˜ao sens´ ıveis `a gravidade su- perficial: Ia - supergigantes super-luminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia) Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab) II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII) III - gigantes. Exemplo: Aldebar˜a (K5III) IV - subgigantes. Exemplo: α Crucis (B1IV) V - an˜as (seq¨uˆ encia principal). Exemplo: S´ ırius (A1V) A classe de luminosidade de uma estrela tamb´ em ´ e conhecida pelo seu espectro. Isso ´ e poss´ ıvel porque a largura das linhas espectrais depende fortemente da gravidade superficial, que ´ e diretamente relacionada `a lumi- nosidade. As massas das gigantes e an˜as da seq¨uˆ encia principal s˜ao similares, mas o raio das gigantes ´ e muito maior. Como a acelera¸c˜ ao gravitacional ´ e dada por g : g = GM R 2 , ela ´ e muito maior para uma an˜a do que para uma gigante. Quanto maior a gravidade superficial, maior a press˜ao e, portanto, maior o n´umero de co- lis˜ oes entre as part´ ıculas na atmosfera da estrela. As colis˜oes perturbam os 224
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ıveis de energia dos ´atomos, fazendo com que eles fiquem mais pr´oximos ou mais afastados entre si do que o normal. Em conseq¨uˆ encia, os ´atomos perturbados podem absorver f´otons de energia e comprimento de onda le- vemente maior ou menor do que os que os f´otons absorvidos nas transi¸c˜ oes entre n´ ıveis n˜ao perturbados. O efeito disso ´ e que a linha de absor¸c˜ ao fica alargada. Portanto, para uma mesma temperatura, quanto menor a estrela, mais alargada ser´a a linha, e vice-versa. Tabela 21.1: Seq¨uˆ encia Principal Tipo ( B - V ) 0 ( U - B ) 0 T ef C.B. M Bol Massa ( M ) O5 -0,35 -1,15 40 000 -4,00 -10,0 120 B0 -0,31 -1,06 28 000 -2,80 -6,8 17 B5 -0,16 -0,55 15 500 -1,50 -2,6 6 A0 0,00 -0,02 9900 -0,40 0,1 2,9 A5 0,13 0,10 8500 -0,12 1,7 2,2 F0 0,27 0,07 7400 -0,06 2,6 1,6 F5 0,42 0,03 6580 0,00 3,4 1,25 G0 0,58 0,05 6030 -0,03 4,3 1,1 G5 0,70 0,19 5520 -0,07 5,0 0,9 K0 0,89 0,47 4900 -0,19 5,8 0,8 K5 1,18 1,10 4130 -0,60 6,7 0,65 M0 1,45 1,18 3480 -1,19 7,8 0,5 M5 1,63 1,20 2800 -2,30 9,8 0,15
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