Existem algumas centenas de bilhões de estrelas em nossa galáxia, a Via Láctea e bilhões de galáxias no Universo. Uma técnica importante na ciência é tentar classificar ou classificar as coisas em grupos e buscar tendências ou padrões. Os astrônomos fazem isso com estrelas.
Até agora, discutimos a luminosidade e a cor ou temperatura efetiva das estrelas. Eles podem ser plotados para formar o que é um dos gráficos mais úteis para a astronomia estelar, o diagrama de Hertzsprung-Russell (ou H-R). Seu nome é uma homenagem aos astrônomos dinamarqueses e americanos que desenvolveram versões independentes do diagrama no início do século XX.
Em um diagrama H-R, a luminosidade ou a produção de energia de uma estrela é traçada no eixo vertical. Isso pode ser expresso como uma razão entre a luminosidade da estrela e a do Sol; L * / Lsun. Os astrônomos também usam o conceito histórico de magnitude como uma medida da luminosidade de uma estrela. Magnitude absoluta é simplesmente uma medida de quão brilhante uma estrela pareceria se 10 parsecs distantes e, portanto, permite que estrelas sejam simplesmente comparadas. Só para confundir as coisas, quanto menor ou mais negativa a magnitude, mais brilhante é a estrela. Por definição, uma estrela de magnitude 1 é 100 × mais brilhante do que uma de magnitude 6. Nosso Sol tem uma magnitude absoluta de + 4,8.
A temperatura efetiva de uma estrela é traçada no eixo horizontal de um diagrama H-R. Uma peculiaridade aqui é que a temperatura é plotada na ordem inversa, com alta temperatura (cerca de 30.000 – 40.000 K) à esquerda e a temperatura mais fria (cerca de 2.500 K) à direita. Na prática, os astrônomos realmente medem uma quantidade chamada índice de cor, que é simplesmente a diferença na magnitude de uma estrela quando medida por meio de dois filtros de cores diferentes. As estrelas com um índice de cor negativo são azuladas, enquanto as estrelas laranja mais frias ou vermelhas têm um índice de cor positivo.
A terceira escala possível para o eixo horizontal é a classe espectral de uma estrela. Ao dividir a luz de uma estrela por meio de um espectrógrafo, seu espectro pode ser registrado e analisado. Estrelas de tamanho, temperatura, composição e outras propriedades têm espectros semelhantes e são classificadas na mesma classe espectral. As principais classes espectrais para estrelas variam de O (a mais quente) a B, A, F, G, K e M (a mais fria). Nosso Sol é uma classe G. estrela. Ao comparar os espectros de uma estrela desconhecida com os espectros de estrelas de referência padrão selecionadas, uma grande quantidade de informações, incluindo sua cor ou temperatura efetiva, pode ser determinada.
Se agora traçarmos um diagrama de Hertzsprung-Russell para um alguns milhares de estrelas mais próximas ou mais brilhantes, vemos o seguinte:
Como podemos ver, as estrelas não aparecem aleatoriamente no gráfico, mas parecem estar agrupadas em quatro regiões principais. Isso é altamente significativo, pois sugere sts que pode haver alguma relação entre a luminosidade e a temperatura de uma estrela. Embora não seja surpreendente (na verdade, já vimos que uma estrela mais quente emite mais energia por unidade de área de superfície do que uma estrela mais fria), a relação é complicada pela presença desses quatro grupos. Vamos examiná-los mais de perto.
A maioria das estrelas parece se enquadrar no grupo A. Mostra uma tendência geral de estrelas frias e fracas no canto inferior direito até estrelas quentes e extremamente brilhantes no canto superior esquerdo que se encaixa na nossa relação esperada entre temperatura e luminosidade. Este grupo é denominado Sequência Principal, portanto as estrelas nele encontradas são estrelas da sequência principal. Nosso Sol é um exemplo. Outros incluem α Cen, Altair, Sirius, Achernar e Barnard “s Star.
As estrelas do grupo B são principalmente de 6.000 K ou mais frias e ainda mais luminosas do que estrelas da sequência principal com a mesma temperatura. Como pode ser isso? A razão é que essas estrelas são muito maiores do que as estrelas da sequência principal. Apesar de emitirem a mesma quantidade de energia por metro quadrado que as estrelas da sequência principal, elas têm uma área de superfície muito maior (área ∝ raio2), a energia total emitida é, portanto, muito maior. Essas estrelas são chamadas de gigantes. Os exemplos incluem Aldebaran e Mira.
As estrelas do grupo C são ainda mais luminosas do que as gigantes. Essas são as supergigantes, a maior das estrelas com luminosidades extremamente altas. Uma vermelha supergigantes como Betelgeuse se estenderiam além da órbita de Júpiter se substituíssem o Sol em nosso sistema solar.
O grupo final de interesse são as estrelas do grupo D. De sua posição no diagrama HR, vemos que eles são muito quentes, mas muito escuros.Embora emitam grandes quantidades de energia por metro quadrado, têm baixa luminosidade, o que implica que devem ser muito pequenos. As estrelas do Grupo D são conhecidas como anãs brancas. Sirius B e Procyon B são exemplos. As anãs brancas são muito menores do que as estrelas da sequência principal e têm aproximadamente o tamanho da Terra. O diagrama abaixo mostra os grupos principais identificados junto com estrelas de exemplo em cada grupo.
