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ESPECTROMETRIA E SUAS IMPORTÂNCIAS NA CIÊNCIA ASTROQUÍMICA
Maria Gabriele Dare1
Wesley Sousa Borges2
RESUMO
A contemplação do universo estrelar por meio das ferramentas telescópicas e por
meio da espectroscopia no campo da astroquímica e astrofísica deixam o ser humano,
no mínimo, maravilhado e suscita a curiosidade deste universo científico. Por mais
modernos e sofisticados que sejam tais instrumentos que possibilitam a pesquisa no
campo ainda nos parece pouco ainda desvendamos. Como ciência de extraordinária
importância abordamos nesta revisão bibliográfica a astroquímica e suas finalidades
e fundamentos, os fundamentos da origem das diferentes formações estrelares e as
definições e importâncias do uso da espectroscopia como ferramenta importante na
pesquisa da composição química dos 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 interestelares. 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
2
Aluna 2º ano do Ensino Médio [email protected]
Biomédico Mestre em Analises Clínicas [email protected]
1. INTRODUÇÃO
Ao se contemplar o céu noturno em um local com pouca ou nenhuma poluição
luminosa, torna-se fácil a fascinação e admiração do ser humano diante da beleza do
universo. No entanto, existe uma beleza desconhecida pelos seres humanos no
cosmos que apenas pode ser acessado através de instrumentos científicos usadas
pela astronomia, física e química. Cada estrela que vemos no universo foi formada
por complexos processos físico-químicos, cuja radiação emitida, interage com gases
e poeira no caminho que realizam até nós moradores do planeta Terra.
Consequentemente, a radiação que chega até nossos instrumentos de detecção, age
como um mensageiro, fornecendo ao cientista informações das propriedades das
estrelas, bem como do meio entre elas, o pouco explorado e conhecido meio
interestelar. O meio interestelar também é composto por remanescentes de estrelas
que terminam sua vida como supernovas, e consequentemente, ejetam grande parte
da sua massa O meio interestelar ao contrário do que sugere o senso comum é
bastante diverso em suas propriedades e objetos, sendo constituído principalmente
de gás e poeira. Ele agrega regiões HII, que são locais onde a radiação é suficiente
para ionizar o átomo de hidrogênio, embora outras linhas de emissão sejam também
observadas nos espectros, como OII (átomo de oxigênio ionizado uma vez) e OIII
(átomo de oxigênio ionizado duas vezes) (Tielens et al.).
É importante salientar das dificuldades cientificas em obter resultados que
demonstrem de fato o ambiente físico e químico que dão origem às moléculas
presentes nos diferentes meios interestelares. Podemos citar como exemplo desses
entraves o fato de que o meio interestelar abriga regiões de fotodissociação, que são
regiões próximas à fontes extremamente energéticas, como estrelas do tipo espectral
O e B. A radiação ultravioleta também distante (também chamada de EUV), cuja
energia varia entre 6 – 13.6 Ev (eletrovolt) domina as regiões de fotodissociação,
levando à quebra de algumas ligações moleculares o que também torna as
demonstrativas de provas evidencias originais um fato a ser ponderado durante as
conclusões de tais fatos científicos. Queremos aqui afirmar que por mais avançados
que sejam as técnicas que tentam demonstrar os achados e evidências dos meios
interestelares as conclusões devem ser criteriosas, ponderadas e sensatas.
Objetivamos neste trabalho apresentar conceitos básicos de astroquímica bem como
os conhecimentos fundamentais de uma trajetória de vida de uma estrela e as bases
teóricas para a compreensão da principal técnica de estudo dos meios interestelares.
As Figuras 1 e 2 mostram imagens de telescópios processadas que caracterizam o
meio interestelar (Tielens et al.).
Figura 1 – Ao lado. Nebulosa da cabeça do
cavalo na nuvem de Órion. Fonte:
http://apod.nasa.gov/apod/ap060221.html.
Figura 2 - Região de formação estelar em ρ Ophiuchi. Fonte:
http://it.wikipedia.org/wiki/Nube_di_Rho_Ophiuchi.
2. ASTROQUIMICA – FUNDAMENTOS
Segundo a American Chemical Society (ACS) a definição de astroquímica
contempla a união entre química, física e astronomia. Os astroquímicos realizam
estudos laboratoriais para interpretar e explicar algumas observações astronômicas
com a finalidade de possuir modelos e realizar o teste das teorias sobre a formação e
a evolução das pequenas ou grandes moléculas dentro do meio astronômico. Busca
entender a complexidade molecular de matéria extraterreste por meio de
experimentos e observações. No passado, o trabalho era muito mais complicado e o
avanço tecnológico possibilitou facilidade para que esses projetos fossem estudados
e concluídos. É dividida em três diferentes astroquímicas. A observacional, aquela que
analisa os comprimentos de onda das moléculas em seus meios. A teórica, que estuda
as teorias embasadas na astroquímica observacional. A experimental, que verifica
dentro dos experimentos as questões sobre as moléculas.
3. FORMAÇÃO DAS ESTRELAS E A ASTROQUÍMICA
Com o surgimento da radioastronomia e, posteriormente, da astronomia de
infravermelhos, começou a ser possível estudar de maneira mais profunda a formação
das estrelas. O nascimento de novas estrelas está relacionado ao fim da vida de
outras. Há primeiramente a nebulosa, que é um grande aglomerado de gás e pó,
popularmente conhecido como berçário de estrelas. Elas constituem grande parte do
universo, tendo sua formação no passado, milhões de anos atrás, mas há pouco
tempo sua criação pode ser explicada por meio de estudos e pesquisas.Nos
primórdios de sua formação, não é possível ver a estrela, que na verdade é
denominada protoestrela. Isso acontece por ela estar no interior de uma nebulosa. A
radiação transmitida por essas regiões é observada pelos comprimentos de onda
infravermelha. São formadas após um colapso de uma nuvem, basicamente composta
por 90% de Hidrogênio (H) e 10% de Hélio (He), podendo conter outros materiais mais
pesados. Existe o processo de fusão nuclear que transforma lentamente o Hidrogênio
em Hélio, deixando o núcleo mais denso. As regiões são extremamente frias, cerca
de 10 ou 20 ° K. Nessas condições os gases começam a unir seus átomos. CO
(monóxido de carbono) e H2(gás hidrogênio), são as moléculas mais comuns dentro
desse gás interestelar. Quando a densidade chega a certo ponto, a estrela é formada.
O processo inicial de formação de uma nova estrela leva cerca de 10 milhões de anos
(RICHMOND,2016) (SCHNEIDER & ARNY,2016) (NASA SCIENCE NEWSLETTERS,
2016).
De acordo com a NASA Science Newsletters, 2016 a primeira parte da vida de
uma estrela, seu nascimento, acontece por meio de uma nebulosa. A Figura 3
representa a imagem da nebulosa De Hélix com suas cores exuberantes que revelam
através dos estudos da astroquímica e espectroscopia a composição provável dos
meios estelares. As nebulosas podem ser classificadas de quatro maneiras diferentes,
que são a nebulosa planetária, de reflexão ou difusa, de emissão e escura. As nebu-
Figura 3. Nebulosa De Hélix. Fonte: http://veja.abril.com.br/ciencia/telescopiofotografa-nebulosa-emformato-de-olho/.
losas planetárias são formadas de material que é expelido de uma estrela central,
estrela que faz com que a nebulosa possua brilho. Elas são caracterizadas por serem
um dos últimos estágios de vida de uma estrela de acordo com a American Chemical
Society. As nebulosas de reflexão ou nebulosas difusas, segundo publicações do
National School`s Observatory (NSO), são nuvens de poeira que apenas refletem a
luz de uma estrela ou de várias que estão próximas a ela. Frequentemente são azuis,
por conta da passagem fácil da luz. Segundo (CHAMBARLAIN, 2016) e (REDD, 2016)
as nebulosas de emissão possuem nuvens de gás que estão em temperaturas
elevadas. Em sua maioria são vermelhas, em função da concentração de Hidrogênio.
Nas mesmas pesquisas do referidos autores as nebulosas escuras são nuvens mistas
de gás e poeira, que impossibilitam a passagem da luz quase que por completo. Já a
estrela pequena ou estrela de massa intermediária possui de 0,5 a oito massas solares
no início de sua vida. Seu tamanho irá definir o que acontecerá durante a sua
existência.
Qualquer estrela maior do que oito massas solares é considerada uma estrela
gigante ou massiva. Elas possuem uma fase curta onde são uma supergigante
vermelha e terminam com uma explosão. Na estrela gigante a energia produzida pela
fusão do Hélio faz com que a estrela se amplie. Sua temperatura varia muito em suas
partes e isso faz com que a estrela produza um brilho de coloração vermelha, Figura
4 apresenta essa coloração revelada pela espectroscopia. As estrelas pequenas que
se transformam em uma gigante vermelha ficam cerca de um bilhão de anos nessa
fase (REED, 2016)
Figura 4: Imagem de uma Estrela Gigante. Fonte:
http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/ay10/2000/cycle/redgiant.html
Estrelas massivas tendem a se desenvolver de maneira mais veloz do que as
outras, tornando-se uma supergigante. Ela é uma estrela que já saiu do seu estado
principal, ou seja, não possui mais Hidrogênio em seu núcleo. As estrelas com maior
massa gastam seu gás com maior rapidez, por isso têm uma vida relativamente curta.
À medida em que decresce o manancial de hidrogênio na região central desses corpos
estelares,
as
reações
termonucleares
diminuem
a
produção
de
energia.
Provavelmente a tendência é de haver uma queda de temperatura e pressão na região
central e com consequente queda de pressão ocorre a contração da região central, o
que reverte a tendência de queda da temperatura. O aquecimento então realimenta a
taxa com que se dão as reações de fusão no centro. Cria-se também um envoltório
(ou camada) ainda rico em hidrogênio que começa a converter hidrogênio em hélio.
Ao se esgotar totalmente o hidrogênio no caroço central, esta camada passa a ser a
única fonte de produção de energia na estrela. Uma vez iniciada a queima de
hidrogênio torna-se mais luminosa e mais fria. A queda de temperatura na superfície
se deve à uma pequena expansão das regiões externas, o que aumenta a área da
superfície. Este aumento na área leva a um pequeno aumenta na luminosidade total.
Quando cessa totalmente a fusão nuclear na região central, há nova queda de
temperatura, agora acompanhada não de uma contração, mas de um colapso. Neste
processo, como de hábito, energia potencial gravitacional é convertida em energia
térmica, que serve para aumentar a camada envoltória onde se queima o hidrogênio
(REED, 2016).
A supernova é um dos últimos ciclos de vida de uma estrela massiva, onde
ocorrem explosões que podem formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
As explosões podem acontecer por conta do carbono ou pelo colapso da gravidade.
A gigante vermelha transforma Hélio em Carbono por fusão. Na Figura 5 à esquerda
se observa uma captura de imagem da Supernova SN 2014J e demonstra os
espectros
luminosos
revelados
através
dos
estudos
da
astroquímica
e
espectroscopia. Quando o núcleo se funde, ele entra em um colapso por conta da sua
própria gravidade. As anãs brancas são resultado do fim dos combustíveis das
estrelas de massa intermediária que se solidificam, formando anãs compostas por
Carbono ou Oxigênio. Seus elétrons não ficam unidos aos seus núcleos e movem-se
fazendo uma força que se opõe a gravidade. Já as estrelas de neutrôns após consumir
todo o hidrogênio do núcleo e acontecer a supernova, uma estrela gigante pode
terminar sua vida como um corpo celeste bastante denso e concentrado, sendo
apenas a união de vários nêutrons, na Figura 6 uma estrela de nêutrons e suas
emissões radioativas em tons azulados de acordo com (CHAMBERLAIN, 2016). Após
consumir todo o hidrogênio do núcleo e acontecer a supernova, uma estrela gigante
pode terminar sua vida como um corpo celeste bastante denso e concentrado, sendo
apenas a união de vários nêutrons, como se observa na Figura 8. Essas estrelas
emitem pouca luz visível
Figura 7
Figura 8
Figura 5 a esquerda. Imagem da Supernova SN 2014J. Fonte:
http://www.nasa.gov/chandra/multimedia/supernovasn2014j.html.
Figura 6 a direita Radio-quiet neutron star. Fonte: https://en.wikipedia.org/wiki/Radioquiet_neutron_star)
Os buracos negros são formados após a supernova, quando ocorrem colapsos
e contrações, que formar um campo gravitacional tão forte que não deixa a luz
escapar. Sua gravidade é tão grande porque toda a matéria está em um pequeno
espaço, a Figura 7 revela um buraco negro. Como a luz não pode sair, os buracos
negros são invisíveis, mas a NASA (Administração Nacional da Aeronáutica e Espaço
dos Estados Unidos) vem estudando os buracos negros por meio de satélites e
telescópios e ainda através dos conhecimentos da espectroscopia da ciência
astroquímica. Pelo desvio das linhas espectrais da radiação emitida por esse material,
chegou-se à conclusão que ele gira em torno do núcleo de M87 com uma velocidade
muito grande. Para manter esse material com uma velocidade tão grande é preciso
uma massa central também muito grande. Uma quantidade tão grande de massa no
volume interno à órbita do material que o circula só pode ser um buraco negro. A
massa deste buraco negro foi estimada em 3 bilhões de massas solares. Dados
científicos sobre a composição química de componentes desses meios estelares são
obtidos pelos estudos espectroscipicos da astroquimica (CASAS, 2016) (HEATHER,
2016).
Figura 7. Buraco negro. Fonte: http://revistagalileu.globo.com/Ciencia/Espaco/noticia/2015/06/naotenha-medo-de-cair-em-um-buraco-negro-voce-pode-viver-em-um-como-um-holograma.html
4. ESPECTROSCOPIA E A ASTROQUIMICA
Segundo Roger N. Clark (1999) “A espectroscopia é o estudo da radiação
eletromagnética como função do comprimento de onda em que está sendo emitida,
refletida ou espalhada por um gás, um líquido ou um sólido”. No século XVII, Newton
conseguiu explicar adequadamente a decomposição da luz e sua recomposição em
um prisma, sendo o grupo de cores formadas chamado de espectro. Sabendo disso e
que a prata, tem seus íons reduzidos quando exposta a luz e torna-se preta, o químico
Carl Scheele colocou algumas amostras de cloreto de prata no espectro de um prisma
que estava ao sol e percebeu então que a luz violeta era a mais energética do
espectro, já que acelerou a reação. William Hyde Wollaston e Johann Wilhelm Ritter
descobrindo ainda que havia um espectro além do violeta que era ainda mais
energético, hoje conhecido como ultravioleta. Em 1859, o químico Robert Wilhelm
Bunsen juntou-se ao físico Gustav Robert Kirchhoff para criar o espectroscópio, a
Figura 8 é um esquema funcional do espectroscópio montado por Bunsen e Kirchhoff.
O primeiro teste feito neste objeto tão importante para a história da química foi a
introdução de sódio na chama do queimador, feito por Bunsen, juntamente com a luz
que era passada pelo prisma. Foi percebido que o espectro do sódio era de linhas
amarelas. A espectroscopia analisa a radiação que vem de uma fonte, podendo ser
uma estrela ou a chama de uma vela. A partir dessa análise, é possível definir as
propriedades físicas e químicas da fonte. As curvas espectrais dos elementos não são
iguais, o espectro é algo exclusivo do átomo e está relacionado à sua estrutura. As
informações vistas nos espectros são identificadas devido a transições eletrônicas dos
íons que formam o elemento. Além de tudo, a observação pode auxiliar no estudo da
estrutura molecular (KULESA, 2016) (UNICAMP, 2016) (LAMPMAN, 2010).
Figura 8. Espectroscópio de Kirchhoff e Bunsen. Fonte: http://www.experimentum.org/blog/?p=544
Já estão definidos os espectros de todos os átomos e foram feitas tabelas de
espectros. Elementos como o rubídio, césio e outros e com auxílio da análise espectral
foram descobertos. Frequentemente os nomes dados aos elementos correspondem à
cor da linha mais intensa do espectro. O rubídio nos dá linhas vermelho-escuras, da
cor do rubi. A palavra césio significa "azul celeste". Esta é a cor das linhas principais
do césio. Os minerais possuem, em sua composição, átomos e moléculas que
determinam suas propriedades espectrais, que por sua vez definem seu
comportamento ao longo do espectro eletromagnético. Em sensoriamento remoto, o
intervalo do espectro mais usado vai de 400 a 2500 nanômetros, subdividindo em
duas regiões: entre 400 e 1000 e entre 2000 e 2400 nanômetros. O intervalo de 400
a 1000 nm é utilizado para avaliar a presença do íon férrico, associado à minerais do
grupo dos óxidos e hidróxidos de ferro trivalente (+3). O intervalo entre 1400 e 2400
nm contém as principais feições diagnósticas de vários minerais de alteração
hidrotermal, todos eles possuindo em comum a presença da molécula de OH -, como
é o caso da bauxita. São três as feições de absorção características dos minerais que
contém moléculas hidroxilas, situadas respectivamente por volta de 1400, 1900 e
2200 nm. Essas feições são caracterizadas por intensa absorção de energia nessa
região, exibindo em decorrência inflexões característica na curva espectral desses
minerais. As feições espectrais das regiões 400-1000 e 1400-2400 nm, tornam
possível a identificação dos minerais em imagens de sensoriamento remoto. Nesse
sentido, são utilizadas as posições onde as curvas espectrais ocorrem, que variam de
um mineral para outro, assim como da forma das mesmas. Os intervalos espectrais
das bandas TM (LandSat) cobrem uma série de feições de absorção que caracterizam
espectralmente diversos minerais contendo óxidos ou hidróxidos férrico ou ferroso,
argilominerais com íons de hidroxila, ou ainda contendo íons Al-OH. Aqueles com
óxidos de ferro podem ser identificados nas bandas TM de menores comprimentos de
onda, como a 4, 3 e 1, enquanto os argilominerais o são na banda 7. A banda 7 do
TM, também conhecida como banda geológica, abrange um intervalo espectral da
região infravermelha refletida (2080 a 2350 nm) que tem se comprovado pelas
medidas espectroradiométricas de laboratório, como a mais importante para a
detecção de compostos formados de depósitos minerais, sobretudo aqueles
originados de alterações hidrotermais. Para uma grande quantidade de minerais e
rochas, existem intensas bandas de absorção na região de 2 a 2,5 micrômetro,
devidas, quase exclusivamente, à presença de grupos OH- e ligações com H+, além
do radical CO2-. Para metais, a exceção fica para o alumínio e o magnésio, os quais
apresentam feições espectrais muito similares às bandas de hidroxilas dos
argilominerais de alteração hidrotermal. De acordo com Hunt et al (1971) a
reflectância do mineral gibbsita - Al(OH)3 obtida de depósitos bauxíticos do Brasil,
mostra a mais notável banda vibracional da ligação Al-OH próximo a 2,27
micrômetors, portanto dentro do intervalo espectral da banda 7-TM (UNICAMP, 2016).
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 têm 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.
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