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 quase-

estelares, 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).