análise de espectros estelares

ANÁLISE DE ESPECTROS ESTELARES
Emissão de radiação pela matéria
A matéria emite radiações não apenas por decaimento nuclear, mas também pelo calor que
contém. A natureza da radiação emitida depende da temperatura. Maior a temperatura de um
filamento, maior será a energia da radiação que emite. Um corpo frio emite ondas de rádio; mais
quente um pouco emite infravermelho e rádio; mais quente ainda emite radio infravermelho e luz
visível, e assim por diante. Um gás sob elevada pressão emite como um corpo sólido quente. As
cores das estrelas refletem a sua temperatura: as avermelhadas apresentam 3000-4000 K e as mais
azuladas acima de 20.000 K. Assim sendo, pode-se determinar a temperatura de uma estrela por sua
cor, ou mais especificamente como a radiação se distribui através de seu espectro.
Linhas de absorção
Como a radiação observada na Terra dá informações detalhadas sobre estrelas e outros
corpos celestes? Quando a radiação emitida por um corpo quente passa através de um gás de baixa
densidade, fótons com energia especifica (ou comprimento de onda especifico) podem ser
absorvidos por átomos, se a energia for compatível com mudanças de elétrons para orbitais de
maior energia. Como as estruturas eletrônicas diferem de átomo para átomo, as energias, ou
comprimentos de onda absorvidos são também diferentes. Quando se observa o espectro da
radiação emitida por um corpo quente que passa por um gás de baixa densidade são observados
intervalos em comprimentos de onda específicos, onde a radiação é diminuída ou mesmo eliminada
totalmente.
Espectro contínuo
Espectro de emissão
Espectro de absorção
Linhas de emissão
Ao aquecer um gás de baixa densidade provocam-se colisões que também podem fornecer a
energia necessária para que elétrons saltem para orbitais de maior energia. Quando esses elétrons
retornam a orbitais de menor energia eles emitem energia radiante. Assim, um gás quente sem
sofrer a ação de uma fonte de radiação irá exibir linhas brilhantes de energia emitida nos mesmos
comprimentos de onda nos quais antes eram observadas linhas de absorção.
Para um certo átomo ou íon seu espectro de emissão pode ser considerado como o reverso
do espectro de absorção. Lâmpadas de rua de luz alaranjada, por exemplo, emitem linhas de sódio.
Nuvens de gás interestelar também emitem radiação ao serem aquecidas por estrelas quentes
próximas, como na Grande Nebula Orion e em remanescentes de supernovas como a nebula CRAB
em Taurus. Sob certas circunstâncias, estrelas podem também emitir, quando pulsações da mesma
Nebula Orion
Nebula CRAB
produzem ondas de choque, excitando elétrons de átomos de hidrogênio e levando-os a emitir
radiação
Linhas de absorção no espectro estelar
Quanto mais profundo se vai dentro de uma estrela mais quente e mais densa é a matéria
gasosa. As camadas gasosas interiores tendem a irradiar como um sólido quente, enquanto que as
camadas mais externas atuam como um gás de baixa densidade, através do qual a radiação passa.
Estrelas são constituídas do mesmo material encontrado na Terra, embora não nas mesmas
proporções, e contem os elementos químicos conhecidos aqui, Como conseqüência o espectro
estelar exibe uma grande mistura de linhas de absorção.
Mais de 200000 linhas são observáveis no espectro do sol.
Em resumo, um espectro de emissão é produzido por gases nos quais os átomos inicialmente
não sofrem colisões em grande número devido à baixa pressão. Contudo, ao serem aquecidos a
energia térmica leva à excitação, promoção de elétrons para níveis de maior energia e emissão de
energia radiante quando os elétrons retornam ao estado original. Um espectro contínuo aparece
quando gases estão submetidos a pressões elevadas e as linhas são alargadas pelas colisões entre os
átomos até que sejam reunidas e formem um contínuo. O espectro de absorção aparece quando uma
radiação eletromagnética passa através de um gás relativamente frio, no qual os átomos absorvem
comprimentos de onda característicos, dando origem a linhas escuras (ausência de radiação) no
espectro. A radiação absorvida será provavelmente emita em outros comprimentos de onda ou por
outros mecanismos que não anulam a linha de absorção.
Análise de linhas de absorção
As linhas de absorção no Sol e outras estrelas podem ser relacionadas aos elementos
químicos ou compostos moleculares neles presentes, comparando suas posições no espectro, ou
seja, os comprimentos de onda, com os comprimentos de onda espectros obtidos em laboratório a
partir de fontes puras. Algumas linhas de absorção são muito fracas enquanto que outras são muito
escuras. A intensidade de uma linha de absorção, ou a quantidade de energia removida do espectro,
depende da quantidade na estrela do elemento químico que está causando aquela linha e também da
eficiência de absorção pelo elemento. O hidrogênio é o elemento mais abundante no sol mas as
linhas de absorção do íon Ca+2 no espectro solar são 440000 vezes mais intensas. Isso ocorre porque
o hidrogênio tem uma eficiência de absorção baixa, enquanto que a do íon cálcio é muito alta. A
eficiência de absorção depende da disponibilidade de elétrons em saltar para orbitais de maior
energia e de outros fatores atômicos, sobretudo a probabilidade de absorção na presença do fóton
que esta passando. A eficiência depende criticamente da temperatura e pode ser calculada a partir de
embasamento teórico e experiências em laboratório. Sabendo-se a eficiência de absorção é possível
calcular a abundância de átomos a partir da intensidade das linhas de absorção e conseqüentemente
a composição química da parte externa de uma estrela. Intensidades relativas de linhas de absorção
podem informar também a temperatura e a densidade. Regras semelhares podem ser aplicadas para
analisar as linhas de emissão irradiada pelas nuvens de gás interestelar
O Sol mostra uma quantidade enorme de linhas espectrais. Algarismo romano I indica átomo
neutro, e o II a primeira espécie ionizada do átomo. As diferenças de intensidade são visíveis: as
linhas de ferro são escuras enquanto as dos elementos mais raros como ítrio (Y), neodímio (Nd)
lantânio (La) são muito fracas