SEARA DA CIÊNCIA
CURIOSIDADES DA FÍSICA
José Maria Bassalo



A Classificação das Estrelas e o Diagrama de Hertzsprung-Russell (dH-R).

Em 1862, os astrônomos/astrofísicos ingleses Sir William Huggins (1824-1910) e William Allen Miller (1817-1870), depois de estudarem os espectros de 50 estrelas brilhantes, concluíram que elas tinham uma composição química similar à do Sol, contendo a maior parte dos elementos químicos encontrados na Terra, dentre os quais, destacaram: hidrogênio (H), sódio (Na), magnésio (Mg), cálcio (Ca), ferro (Fe) e oxigênio (O). Com essa descoberta, eles derrubaram o mito Aristotélico de que o Céu era composto de substâncias (quintessência) não encontradas em nosso planeta. Logo depois, em 1864 (Philosophical Transactions of the Royal Society of London 154, p. 437), Huggins e Miller publicaram um trabalho sobre o espectro das nebulosas. Ao examinarem esse espectro, observaram que o mesmo era do tipo de raias brilhantes (espectro de emissão) em vez do de linhas escuras (espectro de absorção) e, em vista disso, concluíram que as grandes nebulosas (como a Órion, por exemplo), eram constituídas de um gás luminoso. Por outro lado, ao estudarem o espectro da nebulosa Andrômeda concluíram ser a mesma composta de estrelas. Em 1866, Huggins foi o primeiro a estudar o espectro de uma estrela nova e verificar que ela era envolta por H, descoberta essa que indicava ser esse gás o combustível do Universo, como a Astrofísica do Século 20 confirmou. É oportuno destacar que o primeiro espectroscópio - uma estreita fenda por onde passava a luz solar -, foi construído pelo químico e físico inglês William Hyde Wollaston (1766-1828), em 1802 (vide verbete nesta série). Destaque-se, ainda, que foi o físico sueco Anders Jonas Angström (1814-1874) quem primeiro descobriu H no Sol, em 1862, e também quem primeiro estudou, em 1867, o espectro boreal. Note-se que, para representar o comprimento de onda ( ) das linhas espectrais que estudou, Angström usou uma nova unidade de comprimento (10- 8 cm) que recebeu, em 1905, a denominação oficial de 1 angström (1 Å).
Em 1868, Huggins fez uma grande descoberta para o desenvolvimento da Astrofísica, qual seja, a determinação da velocidade radial (componente do vetor velocidade de uma estrela ao longo de sua linha de visada) da estrela Sírius, usando uma combinação da Espectroscopia com o efeito Doppler-Fizeau (ver verbete nesta série). Com efeito, ao medir o espectro dessa estrela com um espectroscópio bastante aperfeiçoado, Huggins observou que havia um desvio para o vermelho em uma das linhas do H e, de posse desse desvio, calculou em 47 km/s (depois corrigido para 32 km/s) a velocidade de seu afastamento da Terra. Registre-se que esse cálculo é realizado usando a expressão: , onde é o deslocamento Doppler-Fizeau da linha ( ) do espectro da estrela, c é a velocidade da luz no vácuo, e v o módulo da velocidade radial. Registre-se, também, que nesse mesmo ano de 1868, Huggins estudou o espectro dos cometas e observou que emitiam luz de gás carbono luminescente indicando que, de alguma forma, havia algum composto do elemento químico carbono (C) nos cometas. Observe-se que foi o astrônomo italiano Giovanni Battista Donati (1826-1873) – o grande descobridor de cometas, inclusive o que leva o seu nome, em 1858 – o primeiro a estudar, em 1864, o espectro desses corpos celestes.
Em 1875, Huggins aperfeiçoou o método fotográfico na espectroscopia celeste por intermédio da seguinte técnica: deixava em exposição uma chapa fotográfica à luz de um corpo celeste. Ora, sendo essa exposição um efeito cumulativo, o espectro resultante poderia ser visto a olho nu e, em conseqüência, as medidas do mesmo se tornavam extremamente simples. Nesse mesmo ano, Huggins casou-se com a astrônoma inglesa Margaret Lindsay Murray (1848-1915) e passou a trabalhar com a mesma. Assim é que, juntos, estabeleceram as bases para identificação do espectro de emissão das nebulosas, que é dominado por uma linha verde muito intensa (5007 Å), devido ao O duas vezes ionizado. Em 24 de junho de 1881, Huggins e o astrônomo norte-americano Henry Draper (1837-1882) foram os primeiros a fotografar o espectro de um cometa, o hoje conhecido cometa 1881. Observe-se que, devido ao seu trabalho no campo da espectroscopia celeste, Huggins for escolhido, em 1900, Presidente da Royal Society of London.
Uma primeira tentativa para classificar as estrelas foi realizada pelo astrônomo italiano, o Padre Pietro Ângelo Secchi (1818-1887). Com efeito, entre 1863 e 1868, ele fez uma observação visual do céu e catalogou cerca de 4.000 espectros de estrelas e, em vista disso, apresentou uma classificação das mesmas em quatro classes: brancas (como a Sírius) e azuis (Classe I), amarelas (como o Sol) (Classe II), vermelhas (como a Betelgeuse) com larga banda de absorção (Classe III), e vermelhas fracas (hoje conhecidas como “estrelas carbono”), que apresentam “bandas luminosas separadas por intervalos escuros” (Classe IV). Registre-se que as três primeiras classes foram por ele registradas em 1863 (Comptes Rendus de l´Academie de Sciences de Paris 93, p. 364) e a quarta, em 1868 (Comptes Rendus de l´Academie de Sciences de Paris 66, p. 124).
A classificação das estrelas foi retomada pelo astrônomo norte-americano Edward Charles Pickering (1846-1919) ao ser escolhido, em 1876, Diretor do Harvard College Observatory que, no exercício dessa direção, contou com uma equipe de astrônomas, cujas principais eram a escocesa Williamina Paton Fleming (1857-1911), e as norte-americanas Annie Jump Cannon (1863-1941) e Antonia Caetana de Paiva Pereira Maury (1866-1952), ajudadas por várias mulheres que faziam os cálculos, equipe essa jocosamente conhecida como o Harém de Pickering.
A primeira parte da classificação das estrelas, tarefa conduzida por Pickering e sua equipe conforme dissemos acima, foi concluída em 1899, e constou da catalogação, organizada por Fleming, do espectro de 10.351 estrelas. Nessa catalogação, as Classes I, II, III e IV propostas por Secchi, foram organizadas da seguinte maneira: a Classe I foi dividida em quatro subclasses: A, B, C e D; a Classe II, em E, F, G, H, I e K; e as Classes III e IV, tomaram a denominação de M e N, respectivamente. Por sua vez, a classe das estrelas Wolf-Rayet foi denominada pela letra O. [Registre-se que essas estrelas foram descobertas em 1867, na constelação Cygnus, pelos astrônomos franceses Charles Joseph Étienne Wolf (1827-1918) e Georges Rayet (1839-1906).] Além disso, cada subclasse foi numerada de 0 a 9, sendo o Sol classificado como G2. Essa catalogação foi publicada em 1890 (Harvard College Observatory Annals 27, p. 1), e constitui o primeiro Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra.
Em 1897 [Harvard College Observatory Annals 28 (Part I), p. 1], Maury classificou o brilho de 681 estrelas, estas contadas a partir do pólo norte e reunidas em 22 grupos, cada um deles dividido em sete diferentes índices denotados com as letras a, b e c. Além do mais, para indicar certos aspectos do espectro estelar, Maury usou letras duplas. Em 1901 [Harvard College Observatory Annals 28 (Part II), p. 131], Pickering e Cannon apresentaram uma nova classificação, na qual foram suprimidas algumas das categorias consideradas anteriormente, ficando então a seguinte seqüência: O, B, A, F, G, K e M. Note-se que, nessa classificação, em O e B estão as mais quentes (azuis: 30.000 K a 60.000 K) e, em M, as mais frias (vermelhas: ). Observe-se que Pickering e sua equipe continuaram a realizar novas catalogações de estrelas no Harvard College Observatory e, entre 1918 e 1924, foram catalogados cerca de 400.000 espectros estelares, que completaram o famoso Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra referido acima.
A publicação dos primeiros Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra, em 1890 e 1901, tornou possível testar a hipótese plausível de que as estrelas evoluem das mais quentes (A e B) para as mais frias (K e M). Contudo, em 1893, os astrônomos, o holandês Jacobu Cornelius Kapteyn (1851-1922) e, independentemente, o irlandês William Henry Stanley Monck (1839-1915) observaram a existência de estrelas vermelhas mais brilhantes e maiores do que o Sol. Essa descoberta, que foi publicada por Monck, em 1895 (Journal of the British Astronomical Association 5, p 418), foi objeto de estudo por parte do astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1966). Assim, ao perceber que, se as estrelas radiam como corpos negros e se suas distâncias forem conhecidas, então seus tamanhos poderiam ser conhecidos por intermédio da lei de Stefan-Boltzmann (vide verbete nesta série). Desse modo, encontrou uma relação entre cor e luminosidade das estrelas. Seus primeiros trabalhos relatando essa descoberta foram publicados em uma obscura revista de fotografia: Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie 3, p. 429 (1905) e 5, p. 86 (1907). No primeiro desses trabalhos, Hertzsprung mostrou que as estrelas mais luminosas eram maiores que as menos luminosas pois, como a quantidade de luz irradiada por unidade de área é a mesma para ambas, então a mais luminosa deveria ter maior superfície lateral. Em vista disso, concluiu que existiam estrelas gigantes-vermelhas e anãs-vermelhas e, conseqüentemente, as estrelas, de um modo geral, poderiam ser classificadas em gigantes e anãs. No segundo artigo, Hertzsprung apresentou um estudo da relação cor luminosidade de um aglomerado (“cluster”) de estrelas, e concluiu que tais estrelas estão nas mesmas distâncias.
É oportuno destacar que Hertzsprung se correspondia com o astrônomo alemão Karl Schwarzschild (1873-1916) em virtude deste haver publicado vários trabalhos sobre o brilho de cometas e estrelas, escritos no final do Século 19 e começo do Século 20. [Sobre esses trabalhos, ver: Sally H. Dieke, IN: Dicionário de Biografias Científicas (Contraponto, 2007).] Quando Schwarzschild tomou conhecimento dos trabalhos de Hertzsprung (que também era engenheiro-químico e especialista em fotografia, daí haver enviado seus artigos para uma revista de fotografia), arranjou-lhe um emprego no Observatório de Göttingen, na Alemanha, em 1909. Ainda nesse mesmo ano, quando Schwarzschild tornou-se diretor do Observatório de Postdam, convidou Hertzprung para ser seu astrônomo-sênior. Nesse Observatório, Hertzsprung continuou seu estudo sobre os aglomerados de estrelas e, em 1911 (Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam 22 (63), p. 1) apresentou seus primeiros diagramas cor luminosidade dos aglomerados Plêiades e Hyades. Nesses diagramas, ele observou que havia uma seqüência contínua de estrelas, denominada por ele de seqüência principal. Aliás, em 1919 (Astronomische Nachrichten 208, p. 89), Hertzsprung propôs uma fórmula empírica [ ] para a relação entre a massa (M) e a luminosidade (L) das estrelas dessa seqüência, relação essa que já havia sido prevista pelo astrônomo Jacob Hahn, em 1911 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 71, p. 610).
A descoberta de Hertzsprung sobre a relação entre cor e luminosidade foi também encontrada, em 1914 (Popular Astronomy 22, pgs. 275; 331; e Nature 93, pgs. 227; 252; 281), pelo astrônomo norte-americano Henry Norris Russell (1877-1957), que trabalhou no Observatório de Cambridge, na Inglaterra, entre 1902 e 1905, e a partir de 1905, em Princeton, em um programa relacionado com o estudo das paralaxes fotográficas de estrelas. Nesses artigos, semelhantemente a Hertzsprung, Russell representava os seus resultados em um diagrama no qual a classe espectral (ou temperatura, que fornece a cor da estrela) era marcada no eixo horizontal e a luminosidade (ou magnitude absoluta) correspondente, era marcada no eixo vertical. Ao preparar esse diagrama, Russell percebeu que a maioria das estrelas (inclusive o Sol) ficava situada ao longo de uma diagonal (já percebida por Hertzsprung) que começa com as anãs-vermelhas da classe M, classe essa situada na extremidade direita inferior do diagrama, e essa mesma diagonal termina com as estrelas branco-azuladas da classe espectral O, classe que se localiza na extremidade superior esquerda desse mesmo diagrama. Observou, também, que as gigantes e as supergigantes formavam uma linha reta horizontal situada na extremidade superior desse gráfico, e que as outras anãs formavam uma linha reta também horizontal, porém localizada na extremidade inferior. Esse diagrama foi inicialmente conhecido como “diagrama de Russell” e, somente em 1933, o astrofísico dinamarquês Bengt George Damiel Strömgren (1908-1987) passou a chamá-lo de diagrama de Hertzprung-Russell (dH-R), diagrama esse que, segundo J. R. Roy [L´Astronomie et son Histoire (Presses de l`Université du Quebec, 1982)], representa a pedra roseta dos céus.
Em seus artigos, Russell formulou um modelo para explicar a evolução estelar apresentada em seu diagrama. Assim, por contração de uma massa gasosa, o calor aumenta e ela passa então a emitir radiação vermelha. Forma-se, desse modo, uma gigante-vermelha. A contração continua, o calor aumenta, a estrela diminui de tamanho e transforma-se em uma gigante-amarela. Prosseguindo a contração, surge a estrela branco-azulada, menor, porém, mais quente e mais luminosa. A estrela caminha assim ao longo da seqüência principal, até a sua extremidade superior. Atingindo esse ponto culminante, ocorre o fenômeno inverso, a estrela então se esfria, transformando-se numa anã-amarela, depois anã-vermelha e, finalmente, se apaga.
Registre-se que este verbete foi baseado nos seguintes textos: George Gamow, Nascimento e Morte do Sol (Globo, 1961); Fred Hoyle, Astronomia (Ediciones Destino, 1967); Isaac Asimov, Os Gênios da Humanidade (Bloch Editores S. A., 1974); Carl Sagan, Cosmos (Francisco Alves, 1982); Roy (1982), op. cit.; Colin A. Ronan, História Ilustrada da Ciência (Jorge Zahar, 1987); José Maria Filardo Bassalo, Crônicas da Física, Tomo 3 (EDUFPA, 1987); e Malcolm S. Longair, IN:Twentieth Century Physics, Volume III (Institute of Physics Publishing and American Institute of Physics Press, 1995).