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 Aluno 3º ano do Ensino Médio alexdelcerro25@hotmail.com 2 Biomédico Mestre em Análises Clínicas professorwesleyborges@hotmail.com

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 CH4.

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 apresentam-

se 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.