Cor e temperatura das estrelas

Betelgeuse parece vermelho-alaranjada a cerca de 3600 K; Rigel parece branco-azulada a cerca de 12 100 K.

Objetos quentes brilham, e a cor revela a temperatura

Aqueça uma barra de ferro no fogo e ela primeiro ficará vermelho-escura, depois alaranjada e então branco-amarelada. As estrelas seguem a mesma regra. Todo objeto quente emite luz em muitos comprimentos de onda, e quanto mais quente, menor o comprimento de onda em que a emissão atinge o pico. Essa relação é a lei de Wien: comprimento de onda de pico = 2.898 milhões de nanômetro-kelvin divididos pela temperatura. Para o Sol a 5772 K, isso dá cerca de 502 nm, na região azul-esverdeada do espectro.

Mas o Sol não é azul-esverdeado. A curva é larga, e o Sol também emite muita luz vermelha, amarela e violeta. Nossos olhos misturam todo esse conjunto, e o resultado é branco; o Sol parece amarelo principalmente perto do horizonte, onde o ar espalha a luz azul. Por isso também não existem estrelas verdes. Uma estrela com pico no verde também emite muita luz vermelha e azul, e a mistura parece branca. Uma estrela fria como Betelgeuse, a cerca de 3600 K, tem pico próximo de 805 nm, no infravermelho, então sua luz visível é mais concentrada no vermelho e no laranja. Rigel, a cerca de 12 100 K, tem pico próximo de 240 nm, no ultravioleta, e parece branco-azulada.

Mais quente significa muito mais luz por metro quadrado

A temperatura também determina quanta luz cada metro quadrado da superfície emite. A lei de Stefan-Boltzmann diz que a emissão por área cresce com a quarta potência da temperatura. Dobre a temperatura e cada metro quadrado emitirá 2⁴ = 16 vezes mais luz. Sirius A, a cerca de 9900 K, emite (9900 ÷ 5772)⁴ ≈ 8.7 vezes mais luz por metro quadrado que o Sol. A luminosidade total é essa emissão multiplicada pela área superficial, que cresce com o quadrado do raio. Juntando: luminosidade em Sóis = raio² × (temperatura ÷ 5772)⁴. O indicador do modelo usa exatamente essa fórmula, retomada nas próximas unidades.

Na prática, astrônomos raramente medem toda a curva do espectro só para obter uma temperatura. Um método mais rápido é fotografar uma estrela com dois filtros coloridos, um que deixa passar luz azul e outro que deixa passar luz ‘visual’ amarelo-esverdeada, e comparar os brilhos. A diferença é o índice de cor, escrito B−V. Uma estrela quente brilha mais pelo filtro azul e tem índice pequeno ou negativo; uma estrela fria tem índice positivo alto. O B−V solar é cerca de 0.66, o de Arcturus cerca de 1.23 e o de Aldebaran cerca de 1.54. Depois de relacionar o índice à temperatura com estrelas de espectros bem estudados, duas fotos bastam para estimar a temperatura de milhares de estrelas de uma vez.

O, B, A, F, G, K, M

Ao decompor a luz estelar em um espectro, astrônomos veem linhas escuras onde átomos da atmosfera da estrela absorvem cores específicas. O padrão depende principalmente da temperatura. No Observatório do Harvard College, Annie Jump Cannon simplificou uma classificação alfabética anterior em sete classes, da mais quente à mais fria: O, B, A, F, G, K, M. Cada classe se divide em dez subclasses, de 0 a 9, então o G2 solar é um pouco mais quente que G5. A União Astronômica Internacional adotou seu sistema em 1922, e ele continua em uso.