Resumo 8º ano – 07 – Espectroscopia astronômica

Codigo Escondido na Luz – A Espectroscopia
Espectroscopia astronômica
Espectroscopia astronômica é a técnica de
espectroscopia usada na astronomia. O objeto
de estudo é o espectro de radiação luminosa,
incluindo luz visível, que irradia de estrelas e
outros corpos celestes. Espectroscopia pode ser
usada para determinar muitas propriedades de
estrelas distantes e galáxias, como suas
composições químicas, temperatura, etc.
O Espectro Luminoso
O espectro luminoso representa o conjunto de todas as formas diferentes de luz. Algumas
são visíveis, podendo ser captadas pelo olho humano, no entanto, a maior parte delas é
invisível aos nossos olhos.
Esse espectro encontra-se dividido em zonas distintas:

Ondas de rádio

Microondas

Infravermelhos

Luz visível

Raios ultravioletas

Raios X

Raios Gama
Ondas de rádio
Ondas de rádio é um tipo de radiação luminosa abaixo da radiação infravermelha. Como todas
as outras formas de luz, viajam à velocidade da luz no vácuo. Elas são geradas naturalmente
por raios ou por objetos astronômicos. Artificialmente, as ondas de rádio podem ser geradas
por rádios amadores, radiodifusão (rádio e televisão), telefonia móvel, radar e outros sistemas
de navegação, comunicação via satélite, redes de computadores e em inúmeras outras
aplicações.
Microondas
As micro-ondas são uma forma de luz intermediária entre raios infravermelhos e as ondas de
rádio. Vimos muito esse tipo de radiação nos nossos aparelhos de microondas.
Radiação Infravermelha
A radiação infravermelha (IV) é uma radiação não ionizante na porção invisível do espectro
que está logo abaixo do final vermelho do espectro da luz visível. Ainda que em vertebrados
não seja percebida na forma de luz, a radiação IV pode ser percebida como calor, por
terminações nervosas especializadas da pele, conhecidas como termorreceptores.
A radiação infravermelha foi descoberta em 1800 por William Herschel, um astrônomo inglês
de origem alemã. Herschel colocou um termômetro de mercúrio no espectro obtido por um
prisma de cristal com a finalidade de medir o calor emitido por cada cor. Descobriu que o calor
era mais forte ao lado do vermelho do espectro, observando que ali não havia luz. Esta foi a
primeira experiência que demonstrou que o calor pode ser captado em forma de imagem,
como acontece com a luz visível.
Esta radiação é muito utilizada nas trocas de informações entre computadores, celulares e
outros equipamentos eletrônicos.
Espectro Visível
Espectro visível (ou espectro óptico) é a porção do espectro luminoso cuja radiação pode ser
captada pelo olho humano. Geralmente esta radiação identifica-se como sendo a luz visível,
ou simplesmente luz. Esta faixa do espectro situa-se entre a radiação infravermelha e a
ultravioleta.
O espectro visível pode ser subdividido de acordo com a cor, entre o vermelho e o violeta,
conforme as cores de um arco-íris.
O espectro visual varia muito de uma espécie animal para a outra. Os cachorros e os gatos,
por exemplo, não vêem todas as cores, apenas azul e amarelo, mas de maneira geral, em preto
e branco em tons de cinza. Nós humanos vemos numa faixa que vai do vermelho ao violeta,
passando pelo verde, o amarelo e o azul. Já as cobras vêem no infravermelho e as abelhas no
ultravioleta, cores para as quais somos cegos. Mesmo entre os humanos pode haver grandes
variações. Pessoas daltônicas costumam ter dificuldades em visualizar cores contidas em
certas faixas do espectro. Por isto, os limites do espectro visível não estão bem definidos.
Radiação Ultravioleta
A radiação ultravioleta (UV) (ou raios ultravioleta) fica entre a luz visível e os raios-x. O nome
significa mais alto que (além do) violeta (do latim ultra).
A radiação UV pode ser subdividida em três faixas principais, o UV próximo, o UV distante e o
UV extremo.
No que se refere aos efeitos à saúde humana e ao meio ambiente, classifica-se como UVA
(também chamada de "luz negra"), UVB (também chamada de onda média) e UVC (também
chamada de UV curta ou "germicida").
A maior parte da radiação UV emitida pelo sol é absorvida pela atmosfera terrestre. A quase
totalidade (99%) dos raios ultravioleta que efetivamente chegam à superfície da Terra são do
tipo UV-A. A radiação UV-B é parcialmente absorvida pelo ozônio da atmosfera e sua parcela
que chega à Terra é responsável por danos à pele. Já a radiação UV-C é totalmente absorvida
pelo oxigênio e pelo ozônio da atmosfera.
Raios-X
Os raios X foram descobertos no dia 8 de novembro de 1895, por um físico alemão
chamado Wilhelm Conrad Röntgen. A descoberta ocorreu quando Röentgen estudava o
fenômeno da luminescência produzida por raios catódicos num tubo de Crookes (semelhante
àqueles tubos de televisão velhas). Todo o conjunto foi envolvido por uma caixa com um filme
negro no seu interior e guardado numa câmara escura. Próximo à caixa, havia um pedaço de
papel recoberto de platino cianeto de bário, que funcionava como filme fotográfico.
Röentgen percebeu que quando fornecia energia aos elétrons do tubo, estes emitiam uma
radiação que marcava a chapa fotográfica. Intrigado, resolveu colocar entre o tubo de raios
catódicos e o papel fotográfico alguns corpos
opacos à luz visível, objetos que não são
atravessados pela luz visível. Desta forma, observou
que vários materiais opacos à luz diminuíam, mas
não eliminavam a chegada desta estranha radiação
até a placa de platino cianeto de bário. Isto indicava
que a radiação possuía um alto poder de
penetração. Após exaustivas experiências com
objetos inanimados, Röntgen pediu à sua esposa
que posicionasse sua mão entre o dispositivo e o
papel fotográfico.
O resultado foi uma foto que revelou a estrutura
óssea interna da mão humana. Esta foi a primeira
radiografia, nome dado pelo cientista à sua descoberta.
Raios Gama
Radiação gama ou raio gama é um tipo de radiação luminosa produzida geralmente por
elementos radioativos ou processos subatômicos. Este tipo de radiação é tão energética que
também é produzida em fenômenos astrofísicos de grande violência.
Por causa das altas energias que possuem, os raios gama constituem um tipo de radiação
ionizante capaz de penetrar profundamente na matéria. Devido à sua elevada energia, pode
causar danos no núcleo das células, é por isso usada para esterilizar equipamentos médicos e
alimentos.
O Espectro na Astronomia
A espectroscopia astronômica começou
com as observações iniciais da luz do
Sol feitas por Isaac Newton, dispersada
por um prisma. Ele viu um arco-íris de
cor, e pode até ter visto linhas de
absorção (linhas escuras), embora não
exista nenhuma documentação que
prove isso.
Essas bandas escuras que aparecem no espectro solar foram descritas pela primeira vez por
Joseph von Fraunhofer. A maioria dos espectros estelares compartilha essas duas
características do espectro solar: emissões em todas as “cores” ao longo do espectro óptico
com muitas linhas de absorção.
Fraunhofer (1817) atribuiu letras às linhas escuras do espectro solar que ele observou (ver
figura abaixo).
Fraunhofer e Angelo Secchi estavam entre os pioneiros de espectroscopia solar e outras
estrelas. Secchi é notável também por classificar estrelas em tipos espectrais, com base no
número e na força de linhas de absorção em seu espectro. Mais tarde descobriu-se que a
origem dos tipos espectrais era relacionada com a temperatura na superfície das estrelas:
algumas linhas de absorção podem ser observadas apenas em um certo intervalo de
temperatura.
Letra Comprimento de onda (nm) Origem química
Cor
A
759,37
O2 atmosférico
vermelho escuro
B
686,72
O2 atmosférico
vermelho
C
656,28
hidrogênio alfa
vermelho
D1
589,59
sódio neutro
vermelho alaranjado
D2
589,00
sódio neutro
amarelo
E
526,96
ferro neutro
verde
F
486,13
hidrogênio beta
ciano
G
431,42
moléculas de CH azul
H
396,85
cálcio ionizado
violeta escuro
K
393,37
cálcio ionizado
violeta escuro
As linhas escuras no espectro estelar pode ser usadas para determinar a composição química
das estrelas. Cada elemento é responsável por um conjunto diferente de linhas de absorção no
espectro, em cores que podem ser medidas com muita precisão por experimentos de
laboratório. (Veja a tabela assima, que mostra quais elementos quimicos correspondem a
quais linhas no espectro de Fraunhofer). Então, uma linha escura no lugar de uma cor em um
espectro estelar mostra que o elemento precisa estar presente. As linhas de hidrogênio (que
são achadas na atmosfera de quase todas as estrelas) são de importância particular; as linhas
de hidrogênio dentro do espectro visual são conhecidas como linhas de Balmer.
O físico Gustav Kirchhoff descobriu em seus experimentos que o espectro luminoso aparece
em três formas diferentes de acordo com a sua fonte:

Espectro contínuo: produzido por um corpo denso, quente, sólido, líquido ou gasoso,
possuindo todas as cores. Por exemplo, o filamento de uma lâmpada incandescente
(sólido), a lava de um vulcão (líquido), uma estrela (gás denso).

Espectro de emissão: um gás pouco denso e quente o bastante produz um espectro de
linhas brilhantes (de emissão). A cor, o número e a posição dessas linhas dependem
dos elementos químicos presentes no gás. Por exemplo: uma lâmpada fluorescente,
lâmpada de neônio.

Espectro de absorção: se a luz proveniente de um espectro contínuo passar por um
gás a uma temperatura mais baixa, ela é observada com um padrão de linhas escuras
(linhas de absorção).
Em 1868, Sir Norman Lockyer observou fortes linhas amarelas no espectro solar que nunca
tinham sido vistas em experimentos de laboratório. Ele deduziu que isso se deve a um
elemento desconhecido, que ele chamou de hélio, do grego helios (sol). O hélio não foi
encontrado de forma conclusiva na Terra até 25 anos depois.
Juntamente com física atômica e modelos de evolução estelar, a espectroscopia estelar é
atualmente usada para determinar várias propriedades de estrelas: distância, idade,
luminosidade e taxa de perda de massa podem ser estimadas a partir de estudos espectrais.
A Origem das Linhas no espectro
Embora os espectros de alguns elementos quimicos já fossem conhecidos desde o final do
seculo 19, somente no começo do seculo 20, com os modelos atomicos de Rutherford e as
teorias do físico dinamarquês Niels Böhr (1885-1962), que se começou a entender porque cada
elemento apresentava um espectro com linhas únicas para cada um.
Segundo estas teorias, um átomo é composto por um núcleo pequeno (uma mistura de
partículas como prótons e nêutrons) com um numero de prótons especifico para cada
elemento químico (ver o numero atômico na tabela periódica) e elétrons orbitando em torno
do núcleo em posições fixas, chamadas de orbitas (ou também de orbitais) eletrônicas.
Elétrons em orbitas diferentes são ditos a estarem em níveis de energia diferentes.
Normalmente o eletron em um atomo não existe em nenhum lugar fora da sua orbita, no
entanto, é possivel fazer o eletron “subir” para uma orbita mais alta fornecendo energia para
ele. O eletron somente absorve a exata quantidade de energia equivalente à diferença entre
uma orbita e outra, ou entre duas orbitas, ou entre tres orbitas, etc, ele não absorve nem mais
mem menos, somente a exata quantidade. Assim que o eletron absorve essa energia ele
desaparesce da sua orbita original e aparesce na nova orbita.
Como investigado pelo astronomo e fisico William Herschel cada cor de luz carrega uma certa
quantidade de energia, assim quando a luz branca (composta da mistura de varias cores
juntas) passa por uma amostra de um elemento quimico, alguns eletros dos atomos desses
elementos absorvem as cores que contem a exata quantidade de energia necessaria para que
esse eletron mude de orbita, assim essa cor desaparesce do espectro, deixando então uma
linha escura em um espectro colorido (linhas de abssorção).
Os eletrons por algum motivo não gostam de ficar fora das suas orbitas, logo eles retornam
para as suas orbitas originais liberando o esseço de energia entre as orbitas na forma de luz da
cor exata para conter aquela energia liberada, isso produs uma linha colorida em espectro
escuro (linhas de emissão).
Como cada elemento quimico
possui um conjunto de orbitas
diferente, as linhas abssorvidas
ou emitidas é unica e esclusiva
para cada elemento, como uma
“impressão digital” escondida na
luz que nos permite identificar a
presença do elemento mesmo em
estrelas e galaxias distantes.
Nebulosas
Nos tempos iniciais da astronomia telescópica, a palavra nebulosa foi usada para descrever
qualquer mancha de luz que não se parecia com uma estrela.
Muitas dessas nebulosas, como a Nebulosa de Andrômeda, tinham espectros que se pareciam
muito com o espectro das estrelas, e descobriu-se que eram na verdade galáxias. Outras, como
a Nebulosa Olho de Gato, tinham espectro muito diferente.
Quando William Huggins olhou essa nebulosa, ele não achou nenhum espectro contínuo como
o visto no Sol, mas apenas alguams 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, nebúlio. Esse nebúlio foi mostrado por
Ira Sprague Bowen, um importante astronomo americano, em 1927 como devido a oxigênio
duplamente ionizado em uma densidade extremamente baixa. Nebulosas são extremamente
rarefeitas, muito menos densas que o vácuo mais forte já produzido na Terra. Nessas
condições, átomos se comportam um pouco diferente e linhas que são suprimidas em
densidades normais podem se formar. Essas linhas são conhecidas como linhas proibidas, e
são as linhas mais fortes em grande parte do espectro das nebulosas.
Galáxias
O espectro de galáxias é similar ao de estrelas, já que consiste da luz de milhões de estrelas
concentradas. A espectroscopia galáctica levou a muitas descobertas fundamentais. Edwin
Hubble descobriu na década de 1920 que, com exceção das galaxias mais próximas da nossa,
todas as galáxias estão se afastando da Terra. Quanto mais longe, mais rápido elas estão se
afastando. Essa foi a primeira indicação que o universo se originou de um ponto único, no Big
Bang.
Quasares
Na década de 1950, foram descobertas fortes fontes de rádio associadas a objetos muito
tênues que pareciam ser azuis. Esses objetos foram nomeados de fontes de rádio quaseestelares, ou quasares. Quando a primeira medição espectral desses objetos foi tomada, foi
encontrado algo misterioso, com linhas de absorção em cores inesperadas. Logo foi
descoberto que se tratava de um espectro galáctico normal, mas com um alto desvio para o
vermelho. De acordo com as Leis de Hubble, isso implica que o quasar precisa estar
extremamente distante, e portanto é altamente luminoso. Atualmente acredita-se que
quasares são galáxias em formação, com sua produção extrema de energia sendo alimentada
por buracos negros super-massivos.
Planetas e asteroides
Planetas e asteroides brilham apenas refletindo a luz de sua estrela mãe. A luz refletida
contém linhas de absorção devido a minerais presentes nas rochas dos corpos rochosos, ou
devido aos elementos e moléculas presentes na atmosfera dos gigantes gasosos. Asteroides
podem ser classificados em três tipos principais, de acordo com seu espectro: os de tipo C são
feitos de material carbonáceo, os de tipo S consistem principalmente de silicatos, e os de tipo
M são metálicos. Os tipos S e C são os mais comuns.
Cometas
O espectro de cometas consiste de um espectro solar refletido pelas nuvens de poeira em
volta do cometa, assim como linhas de emissão de átomos gasosos e moléculas excitadas
pela fluorescência da luz solar e/ou reações químicas. Cometas próximos podem até ser vistos
em raio-X como íons do vento solar voando para a coma, e o espectro cometário em raio-X
portanto reflete a condição do vento solar ao invés da do cometa. Muitos compostos
químicos existem em cometas, e foi sugerido que impactos cometários providenciaram à Terra
muita da água de seus oceanos e elementos químicos necessários para a formação de vida. Foi
até mesmo sugerido que a vida foi trazido à Terra por cometas (a teoria de Panspermia).