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ESPECTROMETRIA ASTRONÔMICA Alex Delcerro I Mello1 Wesley Sousa Borges2 RESUMO A grandiosidade do universo estrelar tem causado grandes atrativos da comunidade cientifica. A tecnologia avançada ainda está a largos passos dos conhecimentos por vir. Por meio da telescopia e da espectroscopia a astroquímica e astrofísica tem apresentado evidencias que elucidam o surgimento, evolução e morte de meios interestelares. Por mais modernos e sofisticados que sejam tais instrumentos que possibilitam a pesquisa no campo ainda nos parece pouco o que a ciência nos tem desvendado. A presente pesquisa aborda os aspectos fundamentais e mecânicos da espectroscopia. Nesta proposta é apresentado uma analise metódica de como se aplica os conceitos da espectrometria em cada corpo celeste dos diferentes meios interestelares. Os conhecimentos obtidos através das evidencias espectroscópicas nos remetem a observações importantes como possíveis interferências radioativas sobre as moléculas e íons que viajam grandes distancias até a nós chegarem em forma de dados da composição dos diferentes meios intersestelares. Tais observações indicam fortemente que a análise das evidencias devem ser consideradas com cautela, ponderação e prudência científica já que tais fatores externos, internos, diretos ou indiretos poderiam alterar as óbvias conclusões a que se estabelecem a respeito da origem, formação e curso destes ambientes interestelares. Palavras-chave: Astroquímica; Espectroscopia; Interestelares. 1. INTRODUÇÃO Desde a antiguidade a humanidade tem se fascinado com a grandiosidade do universo e o avanço das ciências que investigam a composição, origem, evolução dos astros cósmicos tem instigado crescentemente a busca desses conhecimentos. Técnicas e instrumentos tem se aperfeiçoado para contribuir para 1 2 Aluno 3º ano do Ensino Médio [email protected] Biomédico Mestre em Análises Clínicas [email protected] as evidencias científicas sobre as origens. Uma técnica que se aprimora a cada dia é a espectrometria. Tal ferramenta de pesquisa astronômica tem se tornado fundamental para o estudo de fenômenos físico-químicos que ocorrem nos meios interestelares. A espectrometria está presente em todo objeto que emana e recebe luz em seu corpo e não diferentemente nos corpos interestelares. Este estudo é muito importante para o desenvolvimento de futuras tecnologias, pois a luz é um dos maiores exemplos das matérias existentes em nossa concepção física e dela temos pouco conhecimento e controle. Desta forma o estudo deste fenômeno é de suma importância para o desenvolvimento de novas pesquisas e tecnologias e agrega conhecimentos sobre a origem e evolução do meio interestelar o que pode ser instrumentos cientifico que revelaria sobre as origens. No exato momento que este artigo está sendo lido, existe uma média de 30 sondas ativas no espaço monitorando e coletando dados de vários elementos de planetas e outros corpos que fazem parte do sistema solar de nosso pequeno planeta azul, estas sondas se utilizam de sensores acoplados ao seu corpo que coletam informações sobre os aspectos físicos, químico e geográfico do corpo estudado, e se utilizam em quase todas as vezes dos espectrômetros que serão discutidos ao decorrer deste artigo. A presente pesquisa poderia se justificar de inúmeras indagações que, de longe, ainda resguarda a serem respondidas, como por exemplo, “como poderíamos conhecer a composição química de meios interestelares que estão a bilhares de quilômetros de distância? ”, a saber: A distância entre Netuno e o nosso planeta Terra é de 4.350.400.000 Km, ou seja uma média de 4 horas, 1 minuto e 55,6 segundos luz da terra. A resposta está na luz que este planeta reflete, e as cores e amplitude de radiação dos espectros que são emitidos pela luz proveniente destes corpos celestes. Os espectros emitidos pelos corpos possuem comprimentos de ondas específicos de cada composição química. Os conhecimentos obtidos através das evidencias espectroscópicas nos remetem a observações importantes como prováveis interferências radioativas sobre as moléculas e íons que viajam grandes distancias até a nós e chegam em forma de dados da composição dos diferentes meios intersestelares. Tais observações indicam fortemente que a análise das evidencias devem ser consideradas com cautela ponderação e prudência cientifica já que tais fatores externos, internos, diretos ou indiretos poderiam alterar as óbvias conclusões a que se estabelecem a respeito da origem, formação e curso destes ambientes interestelares. 2. COMEÇO DOS ESTUDOS – HISTÓRICO O começo dos estudos da espectrometria se deu na metade do século XVII, onde Sir Issac Newton reproduziu um dos fenômenos mais interessantes da ótica, a refração de luz solar. Este fenômeno basicamente consiste na formação de faixas de luz de cores diversas que são provenientes da passagem da luz solar por um objeto transparente denominado “prisma’. Figura 1 – Prisma e a separação dos diferentes espectros da luz branca. Isto ocorre porque a luz do sol é branca que seria formada por todas as cores, logo quando a luz passa pelo prisma ela segrega em várias cores distintas. A Figura 1 demonstra que os prismas possuem a capacidade de dissociar as diferentes cores presentes na luz branca. Cada cor dissociada possui uma amplitude, espectro luminoso, especifico (FOGAÇA, 2016). Entretanto, foi em 1800 que o astrônomo William Herschel percebeu esta relação na variação das mudanças de cores. Ele verificou que havia uma variação do vermelho para o violeta, e com a ajuda de um termômetro ele constatou que quando colocava o instrumento ao lado da cor vermelha havia um aumento na temperatura, e ele denominou esta região com infravermelho. Figura 2 – Pintura em tela de Thomas Young e a sua compreensão dos espectros luminosos E então em 1815 que Thomas Young fez um estudo mais detalhado e consegui ligar as cores a o quanto elas caminham no espaço na velocidade da luz para um período entre dois máximos de intensidade, esse processo ficou conhecido como “comprimento de onda”, segundo o autor (OKUMURA, et.al). A Figura 2 é uma produção artística retratando Thomas Young e suas indagações sobre a respeito dos conhecimentos adquiridos recentemente sobre os espectros luminosos. 3. INSTRUMENTO DE OBSERVAÇÃO O instrumento utilizado na observação da espectrometria é chamado de espectroscópio, ele surgiu em meados do século XIV e foi criado pelo físico alemão Gustav Kirchhoff em parceria com o químico alemão Robert Bunsen. Kirchhoff sugeriu unir os conhecimentos e propôs a ideia de que um elemento químico puro ao ser queimado emite uma chama com uma cor bem característica, então Bunsen criou um queimador de gás metano, que conseguia criar uma saída controlada de CH 4. Atualmente nos laboratórios de pesquisa utiliza-se o bico de Bunsen, instrumento que produz chama de fogo controlada. (OKOMURA, 2004). A Figura 3 esquematiza as partes essenciais que compõem os elemento de difração do espectroscópio. Neste desenho esquematizado por Gustav Kirchhoff. Kirchhoff sugeriu a Bunsen que a cor da chama vaporizada no bico de gás seria melhor observada se fosse passada através de um conjunto de lentes e um prisma. Durante muitos dias os dois cientistas vaporizaram diversas substâncias sobre a chama do bico, entre eles o sódio, mercúrio e cálcio. Cada elemento que era vaporizado produzia raias em diferentes posições do espectro: o sódio produzia linhas amarelas, o mercúrio produzia linhas amarelas e verdes e o cálcio produzia linhas em diversas posições, com predominância no vermelho, verde e amarelo. Após muitas observações Kirchhoff e Bunsen concluíram que cada elemento químico produzia suas próprias linhas, o que significava que vistos através do prisma, cada um tinha uma assinatura própria, inconfundível. No entanto, as linhas observadas por Kirchhoff e Bunsen eram brilhantes, ao contrário das linhas observadas por Fraunhofer, que eram escuras. Intrigados, os cientistas resolveram confirmar se a linha escura "D" descoberta por Fraunhofer era a mesma linha brilhante produzida pelo sódio vaporizado no bico de gás. Para isso a dupla passou a luz do Sol através da chama produzida pelo sódio. A intenção era preencher de amarelo a linha escura "D" que era produzida pelo Sol. Para surpresa de Kirchhoff e Bunsen, ao contrário do que esperavam a linha "D" ficou ainda mais escura (APOLO.11.COM, 2016) O espectroscópio em si foi projetado com o seguinte princípio de funcionamento: primeiramente a luz que vinha da chama do elemento químico queimado passava por um colimador, ou seja, a luz ficava com uma única direção. Depois ela atravessava o prisma, sendo refratada, ou seja, dividida no espectro, e observada com um telescópio (OKUMURA, 2004) Figura 3 – projeto de criação do eletroscópio proposto por Gustav Kirchhoff 3.1 Os Espectros A Espectrometria consiste na análise da radiação eletromagnética, que vem de fontes para poder definir propriedades físicas e químicas destes materiais. Estas fontes podem ser o sol, outros corpos celestes ou uma simples lâmpada. O espectro nada mais é que a representação de uma amplitude ou intensidades de ondas eletromagnéticas, as ondas eletromagnéticas são chamadas também de radiações, essas radiações são emitidas pelos átomos que quando excitados ocasiona a emissão de luz. Dentro desse estudo podemos citar dois tipos diferentes de espectros, o espectro de emissão e os espectros de absorção, ambos postulados segundo Kirchhof. Segundo Kirchhof, se a luz dessas chamas incidir sobre um prisma, será obtido um espectro descontínuo, ou seja, serão observadas apenas algumas linhas luminosas coloridas intercaladas por regiões sem luz. Para cada elemento, teremos um espectro diferente. Estes tipos de espectros são chamados de emissão, pois foram emitidos por determinados elementos que serviram para os identificarem. Já os espectros de absorção são constituídos por um conjunto de riscas ou bandas negras, que se obtém num espectroscópio quando se faz passar a luz proveniente de uma fonte luminosa. Um exemplo que podemos citar é o Sol que emite luzes de todas as cores, do vermelho ao violeta, porém, ao passar pela atmosfera terrestre, os gases presentes absorvem a luz do Sol exatamente nas cores que emitem (OKUMURA, 2004). 4. A ESPECTROSCOPIA E A ASTRONOMIA A espectrometria é utilizada na ciência contemporânea para saber a composição química e física de diversos corpos que habitam o nosso universo. Como já abordamos anteriormente os espectros luminosos específicos revelam comprimento de ondas específicos e que são próprios de meios interestelares. Para uma análise mais dinâmica, iremos separar os corpos celestes em nichos e analisar um por um como o que ocorrem nas emissões luminosas das estrelas, nebulosas, plantas e asteroides. A Figura 4 demonstra os diferentes espectros luminosos emitidos por diferentes meios interestelares. A figura não especifica quais os astros mas o que importa é a compreensão didática das diferentes medidas em angstrons emitidas por cad um deles. O gráfico apresenta esses diferentes perfis espectrosmétricos. Figura 4 – Esquema mostra que diferentes composições moleculares originam diferentes espectros com diferentes comprimentos de onda. No caso de estrelas como o Sol, por exemplo, é possível observar linhas escuras em sua análise espectrosmétrica. Como dito anteriormente estas linhas são espectros de absorção, e a partir deste dado é possível determinar a composição química deste corpo. Cada elemento é responsável por um conjunto diferente de linhas de absorção no espectro, em comprimentos de onda que podem ser medidos com muita precisão por experimentos de laboratório. Então, uma linha de absorção nesse comprimento de onda em um espectro estelar mostra que o elemento precisa estar presente. As linhas de absorção de hidrogenio são de importância particular; as linhas de hidrogênio dentro do espectro visual são conhecidas como linhas de Balmer (linhas de Balmer , é a designação de um de seis diferentes tipos de séries descrevendo as emissões do átomo de hidrogênio na linha espectral (COSTA, 2016). Não obstante, temos na terceira lei de Kirrchoff que, “se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras, ou seja, será formado um espectro de absorção”. Com isso, temos que para camadas de gás cada vez mais distantes do seu núcleo a temperatura é menor, ou seja, quanto mais o gás se afasta mais ele esfria. É por isso que quando a luz que está sendo emitida a partir da camada chamada de “fotosfera”, mais próxima do núcleo, atravessa essas camadas mais distantes, parte da energia é absorvida e são então formadas as faixas pretas segundo (COSTA, 2016). A Figura 5 demonstra os diferentes comportamentos de um mesmo gás em diferentes temperaturas. Percebe- se no esquema que as leituras dos comprimentos de onda em cada experimento são diferentes para o mesmo gás. Figura 5 – Diferentes comportamentos dos comprimentos de onda frente a diferentes estados de uma mesma massa gasosa em temperaturas variadas. Quanto as nebulosas pouco ainda se conhece sobre estes corpos, nos tempos do começo da astronomia “nebulosa” significava qualquer mancha de luz que não se parecia com uma estrela. Muitas dessas nebulosas tinham espectros que se pareciam muito com o espectro das estrelas, e descobriu-se que eram na verdade galáxias. Mas ao observar estas nebulosas não foi descoberto nenhum espectro continuo como o do Sol, mas apenas algumas fortes linhas de emissão. Essas linhas não correspondiam a nenhum elemento conhecido na Terra, e assim como hélio foi identificado no Sol, astrônomos sugeriram que as linhas se deviam a um novo elemento químico periódico, o “nebúlio”, que deu origem ao nome nebulosa. Pouco se sabe sobre este elemento, entretanto acreditam que ele tenha surgido a partir de oxigênio ionizado em uma densidade extremamente baixa de acordo com (PEREIRA & HETEM, 2006). A Figura 6 é uma imagem da Nebulosa de Eta Carinae. Atualmente pode-se utilizar filtros especificos para revelar as composição moleculares de cada espectro luminoso emitido pelas imagens obtidas através imagens de tais nebulosas. Através dos chamados filtros de banda estreita é possível determinar os tipos de átomos de uma nebulosa pelo seu espectro. Cada cor que aparece nas fotos das nebulosas representa um tipo de átomo diferente. Por exemplo o hidrogênio possui cor origina vermelho cor visível na fotografia é o verde. Já o oxigênio possui cor original verde azulado e na revelação fotográfica é azul. O enxofre possui coloração vermelho escuro no original e na revelação fotográfica vermelho. A Figura 7 demonstra como as cores originais nem sempre possuem boa visibilidade, normalmente as fotografias recebem tratamento digital para resplandecerem cores mais vivas no espectro da luz visível, como ocorre no exemplo abaixo com os pilares da.criação.(CENTRO CIENCIA VIVA DO ALGARVE, 2016). Figura 6 – Imagem da Nebulosa de Eta Carina e Figura 7: Cor original da nebulosa à esquerda e a foto com as cores realçadas à direita Já objetos como planetas, asteroides e cometas apenas refletem a luz da estrela mais próxima; no caso do Sistema Solar, o Sol. Neste caso, quando um desses objetos passa na frente da luz da estrela é possível ver que o espectro muda, devido à absorção que eles têm da energia solar. A Figura 8 no lado esquerdo mostra as diferentes interpretações para os comprimentos de onda de dois diferentes elementos químicos, o Na (sódio) e o K (potássio). É possível assim descobrir sua composição química da mesma forma que para as estrelas. Para se obter o espectro de uma estrela, a sua radiação que chega no telescópio em forma de luz deve ser dispersada em comprimento de onda através de um espectrógrafo (da mesma forma que a luz branca é decomposta em várias cores ao passar por um prisma), e essa luz dispersada é então registrada, fotograficamente ou de forma eletrônica. Pela comparação entre a posição das linhas espectrais da estrela observada e as linhas de um espectro de laboratório (lâmpada de calibração), podemos identificar seus comprimentos de onda e quais elementos propiciaram a formação das linhas. Desta forma, estrelas sob condições físicas diferentes, devem necessariamente apresentar espectros diferentes. Na Figura 8 do lado direito apresentamos espectros de 7 estrelas, observadas na região espectral de 400 a 700 nm (nanômetro). Todos os espectros apresentam linhas de absorção (aparecem escuras) sobrepostas a um contínuo, mas o padrão de linhas difere de um espectro para o outro, sendo que para determinados comprimentos de onda, em algumas estrelas as linhas aparecem mais fortes que em outras. Neste caso, essas estrelas são semelhantes ao Sol, em termos de composição química e as diferenças espectrais encontradas se devem unicamente às diferenças em temperatura. A primeira estrela no topo do diagrama tem 30000K, a segunda tem 20000K, continuando a diminuir até chegar na última abaixo, com temperatura de 3000K. Estrelas com temperatura superior a 25000K normalmente têm forte linha de absorção do He II (hélio uma vez ionizado) e de elementos mais pesados, com múltiplas ionizações, como oxigênio, nitrogênio e silício (essas linhas não se encontram nos espectros apresentados na Figura 8 do lado direito). Essas fortes linhas não aparecem no espectro das estrelas mais frias, as quais não atingem as temperaturas necessárias para excitar e ionizar esses elementos. Por outro lado, as linhas de absorção do hidrogênio são relativamente mais fracas nas estrelas quentes. Essa ausência de linhas fortes não é devida a falta de hidrogênio (elemento muito abundante em todas as estrelas), mas se deve ao fato de que a altas temperaturas, o hidrogênio encontra-se ionizado, restando poucos átomos intactos para produzirem essas linhas. Para estrelas com temperaturas em torno de 10000 K, as mais fortes linhas de absorção são do hidrogênio, onde os elétrons facilmente se movem entre o segundo e terceiro orbitais, produzindo a linha vermelha em 656,3 nm (Ha). Linhas de elementos como cálcio e titânio, que têm elétrons menos ligados são mais comuns no espectro de estrelas a 10000K, do que as linhas de He, O e N, em que os elétrons são fortemente ligados. Finalmente, nas estrelas mais frias, não encontramos novamente as linhas do hidrogênio, mas nesse caso o motivo não é a ionização dos átomos, como ocorre nas estrelas muito quentes. Nas estrelas frias a transição entre os níveis orbitais não ocorre porque os elétrons ficam preferencialmente no estado fundamental. Verificam-se então as linhas de elementos mais pesados fracamente excitados, não se encontrando linhas de elementos ionizados. Como a energia dos fótons saindo das estrelas frias não é suficiente para destruir moléculas, ocorrem muitas linhas moleculares de absorção, como as de óxido de titânio, por exemplo (PEREIRA & HETEM, 2004). Figura 8 – A esquerda uma Interpretação dos comprimentos de ondas emitidos pela estrela solar. Na figura a direita espectros observados em 7 estrelas de diferentes temperaturas. No alto apresentamse os espectros das mais quentes, que têm por exemplo linhas de hélio. Já nos espectros de estrelas mais frias (abaixo), essas mesmas linhas não aparecem. 5. CONSIDERAÇÕES FINAIS Dadas as diversas propriedades do meio interestelar, o seu estudo é fundamental na astroquímica e para a compreensão de tais meios. Nesse sentido, muitos trabalhos envolvendo o gás e a poeira interestelar tem sido publicados em revistas importantes em astronomia. Contudo, entendemos que a investigação do meio interestelar do ponto de vista da astroquímica está dando seus primeiros passos. Para avançar neste campo, é fundamental agregar conhecimentos de laboratório com dados observacionais e teóricos sobre o meio interestelar. Da mesma forma o estudo dos processos de formação estelar está sendo revolucionado com o uso de novas e poderosas ferramentas como os grandes telescópios que estão sendo construídos no deserto do Atacama, no Chile. Estudos que relacionam como que a evolução estelar afeta seu ambiente, dado os diversos campos de radiações que envolvem estes meios, precisam ser avaliados com cautela ponderação e prudência cientifica já que tais fatores externos, internos, diretos ou indiretos poderiam alterar as óbvias conclusões a que se estabelecem a respeito da origem, formação e curso destes ambientes interestelares. 6. REFERÊNCIAS BILIOGRÁFICAS 1 FOGAÇA, J., Espectros de Emissão e Absorção e Leis de Kirchhoff. Disponível em: http://www.brasilescola.com/quimica/espectros-emissao- absorcao-leis-kirchhoff.htm. Acesso em 30 ago 2016. 2. OKUMURA, F.; CAVALHEIRO, E. T. G.; NÓBREGA, J. A., Experimentos simples usando fotometria de chama para ensino de princípios de espectrometria atômica em cursos de química analítica, 2004. 3. COSTA, J. R. V., As cores das estrelas. Disponível em: http://www.zenite.nu/. Acesso em 20 ago de 2016. 4. SOUZA, K. O.; SARAIVA, M. F. O., Espectroscopia, Instituto de Física da UFRGS, Disponível em http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm. Acesso em 29 de set de 2016. 5. PEREIRA, J.; HETEM, G., Estrelas: Classificação Espectral, Observatórios Virtuais, Fundamentos da Astronomia, p. 117, Cap. 10, 2004. 6. APOLO.11.COM, Entenda como construir um espectroscópio, Disponivel em http://www.apolo11.com/espectro.php. Acesso em 30 set 2016. 7. CENTRO CIENCIA VIVA DO ALGARVE, Nucleo de Astronomia, disponível em http://www.ccvalg.pt/astronomia/nebulosas/nebulosas_emissao.htm. Acesso em 30 set 2016.
