5.3: Espectroscopia em Astronomia
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva as propriedades da luz
- Explique como os astrônomos aprendem a composição de um gás examinando suas linhas espectrais
- Discuta os vários tipos de espectros
A radiação eletromagnética carrega muitas informações sobre a natureza das estrelas e outros objetos astronômicos. Para extrair essas informações, no entanto, os astrônomos devem ser capazes de estudar as quantidades de energia que recebemos em diferentes comprimentos de onda de luz em detalhes finos. Vamos examinar como podemos fazer isso e o que podemos aprender.
Propriedades da luz
A luz apresenta certos comportamentos que são importantes para o design de telescópios e outros instrumentos. Por exemplo, a luz pode ser refletida de uma superfície. Se a superfície for lisa e brilhante, como acontece com um espelho, a direção do feixe de luz refletida pode ser calculada com precisão a partir do conhecimento da forma da superfície refletora. A luz também é curvada ou refratada quando passa de um tipo de material transparente para outro — digamos, do ar para uma lente de vidro.
A reflexão e a refração da luz são as propriedades básicas que tornam possíveis todos os instrumentos ópticos (dispositivos que nos ajudam a ver as coisas melhor) — de óculos a telescópios astronômicos gigantes. Esses instrumentos são geralmente combinações de lentes de vidro, que dobram a luz de acordo com os princípios da refração, e espelhos curvos, que dependem das propriedades da reflexão. Pequenos dispositivos ópticos, como óculos ou binóculos, geralmente usam lentes, enquanto os grandes telescópios dependem quase inteiramente dos espelhos para seus principais elementos ópticos. Discutiremos os instrumentos astronômicos e seus usos mais detalhadamente em instrumentos astronômicos. Por enquanto, nos voltamos para outro comportamento da luz, essencial para a decodificação da luz.
Em 1672, no primeiro artigo que ele submeteu à Royal Society, Sir Isaac Newton descreveu um experimento no qual ele permitiu que a luz do sol passasse por um pequeno orifício e depois por um prisma. Newton descobriu que a luz do sol, que parece branca para nós, é na verdade composta por uma mistura de todas as cores do arco-íris (Figura\(\PageIndex{1}\)).
\(\PageIndex{1}\)A figura mostra como a luz é separada em cores diferentes com um prisma — um pedaço de vidro em forma de triângulo com superfícies refratárias. Ao entrar em uma face do prisma, o caminho da luz é refratado (curvado), mas nem todas as cores são curvadas na mesma quantidade. A curvatura do feixe depende do comprimento de onda da luz, bem como das propriedades do material e, como resultado, diferentes comprimentos de onda (ou cores da luz) são curvados em quantidades diferentes e, portanto, seguem caminhos ligeiramente diferentes através do prisma. A luz violeta é mais curvada do que a vermelha. Esse fenômeno é chamado de dispersão e explica o experimento arco-íris de Newton.
Ao sair da face oposta do prisma, a luz é dobrada novamente e ainda mais dispersa. Se a luz que sai do prisma estiver focada em uma tela, os diferentes comprimentos de onda ou cores que compõem a luz branca são alinhados lado a lado, como um arco-íris (Figura\(\PageIndex{2}\)). (Na verdade, um arco-íris é formado pela dispersão da luz pelas gotas de chuva; veja a caixa de recursos O Arco-Íris.) Como essa matriz de cores é um espectro de luz, o instrumento usado para dispersar a luz e formar o espectro é chamado de espectrômetro.
O valor dos espectros estelares
Quando Newton descreveu as leis da refração e dispersão na óptica e observou o espectro solar, tudo o que ele podia ver era uma faixa contínua de cores. Se o espectro da luz branca do Sol e das estrelas fosse simplesmente um arco-íris contínuo de cores, os astrônomos teriam pouco interesse no estudo detalhado do espectro de uma estrela depois de aprenderem sua temperatura média na superfície. Em 1802, no entanto, William Wollaston construiu um espectrômetro aprimorado que incluía uma lente para focar o espectro do Sol em uma tela. Com esse dispositivo, Wollaston viu que as cores não estavam espalhadas uniformemente, mas, em vez disso, faltavam algumas faixas de cores, aparecendo como faixas escuras no espectro solar. Ele erroneamente atribuiu essas linhas aos limites naturais entre as cores. Em 1815, o físico alemão Joseph Fraunhofer, após um exame mais cuidadoso do espectro solar, encontrou cerca de 600 dessas linhas escuras (cores ausentes), o que levou os cientistas a descartar a hipótese de limite (Figura\(\PageIndex{3}\)).
Mais tarde, pesquisadores descobriram que linhas escuras semelhantes poderiam ser produzidas nos espectros (“espectros” é o plural de “espectro”) de fontes de luz artificial. Eles fizeram isso passando sua luz por várias substâncias aparentemente transparentes — geralmente recipientes com apenas um pouco de gás fino.
Esses gases não se mostraram transparentes em todas as cores: eram bastante opacos em alguns comprimentos de onda bem definidos. Algo em cada gás tinha que estar absorvendo apenas algumas cores de luz e nenhuma outra. Todos os gases fizeram isso, mas cada elemento diferente absorveu um conjunto diferente de cores e, portanto, mostrou diferentes linhas escuras. Se o gás em um recipiente consistisse em dois elementos, a luz que passava por ele não tinha as cores (mostrando linhas escuras) de ambos os elementos. Então ficou claro que certas linhas no espectro “combinam” com certos elementos. Essa descoberta foi um dos passos mais importantes na história da astronomia.
O que aconteceria se não houvesse espectro contínuo para nossos gases removerem a luz? E se, em vez disso, aquecêssemos os mesmos gases finos até que estivessem quentes o suficiente para brilhar com sua própria luz? Quando os gases foram aquecidos, um espectrômetro não revelou espectro contínuo, mas várias linhas brilhantes separadas. Ou seja, esses gases quentes emitiam luz somente em determinados comprimentos de onda ou cores específicos.
Quando o gás era hidrogênio puro, emitia um padrão de cores; quando era sódio puro, emitia um padrão diferente. Uma mistura de hidrogênio e sódio emitiu os dois conjuntos de linhas espectrais. As cores que os gases emitiam quando foram aquecidos eram as mesmas que eles absorveram quando uma fonte contínua de luz estava atrás deles. A partir desses experimentos, os cientistas começaram a ver que diferentes substâncias apresentavam assinaturas espectrais distintas pelas quais sua presença podia ser detectada (Figura\(\PageIndex{4}\)). Assim como sua assinatura permite que o banco identifique você, o padrão exclusivo de cores para cada tipo de átomo (seu espectro) pode nos ajudar a identificar quais elementos estão em um gás.
Tipos de espectros
Nesses experimentos, então, havia três tipos diferentes de espectros. Um espectro contínuo (formado quando um gás sólido ou muito denso emite radiação) é uma matriz de todos os comprimentos de onda ou cores do arco-íris. Um espectro contínuo pode servir como pano de fundo a partir do qual os átomos de um gás muito menos denso podem absorver a luz. Uma linha escura, ou espectro de absorção, consiste em uma série ou padrão de linhas escuras — cores ausentes — sobrepostas ao espectro contínuo de uma fonte. Uma linha brilhante, ou espectro de emissão, aparece como um padrão ou série de linhas brilhantes; consiste em luz na qual apenas certos comprimentos de onda discretos estão presentes. (\(\PageIndex{4}\)A Figura mostra um espectro de absorção, enquanto a Figura\(\PageIndex{3}\) mostra o espectro de emissão de vários elementos comuns junto com um exemplo de espectro contínuo.)
Quando temos um gás fino e quente, cada elemento químico ou composto específico produz seu próprio padrão característico de linhas espectrais — sua assinatura espectral. Não existem dois tipos de átomos ou moléculas que forneçam os mesmos padrões. Em outras palavras, cada gás em particular pode absorver ou emitir apenas determinados comprimentos de onda da luz peculiar a esse gás. Em contraste, os espectros de absorção ocorrem ao passar luz branca através de um gás frio e fino. A temperatura e outras condições determinam se as linhas são claras ou escuras (se a luz é absorvida ou emitida), mas os comprimentos de onda das linhas de qualquer elemento são os mesmos em ambos os casos. É o padrão preciso dos comprimentos de onda que torna a assinatura de cada elemento única. Líquidos e sólidos também podem gerar linhas ou bandas espectrais, mas são mais amplos e menos bem definidos — e, portanto, mais difíceis de interpretar. A análise espectral, no entanto, pode ser bastante útil. Ele pode, por exemplo, ser aplicado à luz refletida na superfície de um asteróide próximo, bem como à luz de uma galáxia distante.
As linhas escuras no espectro solar, portanto, fornecem evidências de que certos elementos químicos entre nós e o Sol absorvem esses comprimentos de onda da luz solar. Como o espaço entre nós e o Sol é bastante vazio, os astrônomos perceberam que os átomos que absorvem devem estar em uma fina atmosfera de gás mais frio ao redor do Sol. Essa atmosfera externa não é muito diferente do resto do Sol, apenas mais fina e mais fria. Assim, podemos usar o que aprendemos sobre sua composição como um indicador do que todo o Sol é feito. Da mesma forma, podemos usar a presença de linhas de absorção e emissão para analisar a composição de outras estrelas e nuvens de gás no espaço.
Essa análise de espectros é a chave para a astronomia moderna. Só assim podemos “provar” as estrelas, que estão muito distantes para visitarmos. Codificadas na radiação eletromagnética de objetos celestes estão informações claras sobre a composição química desses objetos. Somente entendendo do que as estrelas eram feitas, os astrônomos poderiam começar a formar teorias sobre o que as fez brilhar e como elas evoluíram.
Em 1860, o físico alemão Gustav Kirchhoff se tornou a primeira pessoa a usar a espectroscopia para identificar um elemento no Sol quando descobriu a assinatura espectral do gás sódio. Nos anos seguintes, os astrônomos encontraram muitos outros elementos químicos no Sol e nas estrelas. Na verdade, o elemento hélio foi encontrado primeiro no Sol a partir de seu espectro e só depois identificado na Terra. (A palavra “hélio” vem de helios, o nome grego para o Sol.)
Por que existem linhas específicas para cada elemento? A resposta a essa pergunta não foi encontrada até o século XX; exigiu o desenvolvimento de um modelo para o átomo. Portanto, passamos a um exame mais detalhado dos átomos que compõem toda a matéria.
O arco-íris
Os arco-íris são uma excelente ilustração da dispersão da luz solar. Você tem uma boa chance de ver um arco-íris sempre que estiver entre o sol e uma chuva, conforme ilustrado na Figura. As gotas de chuva agem como pequenos prismas e transformam a luz branca no espectro de cores. Suponha que um raio de sol encontre uma gota de chuva e passe por ela. A luz muda de direção — é refratada — quando passa do ar para a água; as luzes azul e violeta são refratadas mais do que a vermelha. Parte da luz é então refletida na parte de trás da gota e ressurge pela frente, onde é novamente refratada. Como resultado, a luz branca se espalha em um arco-íris de cores.
Observe que a luz violeta fica acima da luz vermelha depois que ela emerge da gota de chuva. Quando você olha para um arco-íris, no entanto, a luz vermelha está mais alta no céu. Por quê? Veja novamente a Figura\(\PageIndex{5}\). Se o observador olhar para uma gota de chuva que está no alto do céu, a luz violeta passa sobre sua cabeça e a luz vermelha entra em seu olho. Da mesma forma, se o observador olhar para uma gota de chuva que está baixa no céu, a luz violeta atinge seu olho e a gota parece violeta, enquanto a luz vermelha dessa mesma gota atinge o solo e não é vista. As cores dos comprimentos de onda intermediários são refratadas aos olhos por gotas com altitude intermediária entre as gotas que parecem violetas e as que parecem vermelhas. Assim, um único arco-íris sempre tem vermelho por fora e violeta por dentro.
Conceitos principais e resumo
Um espectrômetro é um dispositivo que forma um espectro, frequentemente utilizando o fenômeno da dispersão. A luz de uma fonte astronômica pode consistir em um espectro contínuo, um espectro de emissão (linha brilhante) ou um espectro de absorção (linha escura). Como cada elemento deixa sua assinatura espectral no padrão de linhas que observamos, as análises espectrais revelam a composição do Sol e das estrelas.
Glossário
- espectro de absorção
- uma série ou padrão de linhas escuras sobrepostas em um espectro contínuo
- espectro contínuo
- um espectro de luz composto por radiação de uma faixa contínua de comprimentos de onda ou cores, em vez de apenas certos comprimentos de onda discretos
- dispersão
- separação de diferentes comprimentos de onda de luz branca por meio de refração de diferentes quantidades
- espectro de emissão
- uma série ou padrão de linhas brilhantes sobrepostas em um espectro contínuo
- espectrômetro
- um instrumento para obter um espectro; em astronomia, geralmente conectado a um telescópio para registrar o espectro de uma estrela, galáxia ou outro objeto astronômico