Espectroscopia Estelar
Uma das bases da Asronomia é a aplicação da Espectroscopia Estelar ao estudo das estrelas. O espectro, ou consequência de radiações emitidas pelos átomos de um elemento é característico deste elemento e serve para identificá-lo.
Uma estrela típica é um espectro de linhas de absorção sobre um fundo luminoso contínuo, produzido quando a emissão contínua, proveniente da camada radiante, a fotosfera, atravessa os gases da atmosfera estelar, como estes só absorvem radiações que podem emitir, o estudo comparativo da posição de linhas de absorção do espectro e das de emissão dos espectros obtidos dos gases mais diversos, nas análises de laboratório, permite determinar a composição química da estrela analisada.
Eis as principais categorias espectrais:
Tipo O: Estrelas azuis, muito quentes, com temperatura superficial de cerca de 30.000ºC, e em cuja atmosfera são encontrados o hélio ionizado e metalóides fortemente ionizados.
Tipo B: Estrelas branco-azuladas, quentes, com temperatura superficial de 20.000ºC, em cuja atmosfera são encontrados hélio e hidrogênio neutros e metalídes medianamente ionizados.
Tipo A: Estrelas brancas com temperatura superficial de 10.000ºC, e em cuja atomosfera predomina o hidrogênio, havendo aí também o cálcio e metais.
Tipo F: Estrelas branco-amareladas, com temperatura superficial de aproximadamente 7.000ºC, com atmosfera de hidrogênio, presença acetuada de cálci e metais ionizads, principalmente ferro e titânio.
Tipo G: Estrelas amarels, também chamadas do tipo solar, com temperatura superficial de 5.500ºC, em cuja atmosfera sào encontrados hidrogênio, cálcio ionizado e associações moleculares tais como o CH e o carbono mlecular.
Tipo K: Estrelas alaranjadas com espectro semelhante ao das manchas solares, com temperatura superficial entre 4.000ºC e 5.000ºC, em cuja atmosfera além dos constituintes das estrelas do tipo G, é ainda encontrado o óxido de titânio e, mais que em todos os outros tipos metais neutros.
Tipo M: Estrelas vermelhas, frias, com temperatura superficial de aproximadamente 3.000ºC, em cuja atmosfera há grande quantidade de óxido de titânio.
Existem ainda outras categorias que vão além desses limites.
No extremo azul:
Tipo W: Ou estrelas de wolf-rayet, mais quentes que a do tipo O, em cujos espectros se apresentam raios de emissão. Têm atmosfera sem elhantes à das estrelas do tipo O, e são normalmente ricas em nitrogênio ou em carbono e oxigênio, o que permite em classificá-las nos tipos WN e WC.
No extremo vermelho:
Tipo S: Ou estrelas a óxido de zircônio, bastante frias, com temperatura superficial de cerca de 2.000ºC, e em cuja atmosfera é grande a quantidade deóxido de zircônio e, em alguns casos também de óxido de titânio.
Tipo C: Ou estrelas carbonadas, antigamente subdivididas em R e N são estrelasd frias, de cor e temperatura comparável às dos tipos K e M, em cuja atmosfera existem compostos carbonados como o CN e o carbono molecular.
Observação: Ainda todos estas categorias são subdivididas em mais 10 tipos por exemplo G3, K7, sendo que G9 é mais semelhante ao K0 que o G5.
Além da composição química, a análise espectral fornece outros dados importantes. Através da largura das linhas é possível calcular a velocidade de rotação da estrela.
O desdobramento das linhas em duas ou três componentes significa a existência de um campo magnético, cuja intensidade é possível determinar medindo-se a distância entre as componentes da linha, seguindo as descobertas de Zeeman.
Os espectros com códigos de barras dos elementos
A experiência de Newton da decomposição da luz fomentou um grande interesse pelo espectro colorido. O procedimento foi aperfeiçoado, em 1802, pelo físico William Wolloston (1766-1828) que utilizou uma fenda estreita, em vez da abertura circular, o que produziu uma banda de linhas visíveis espectrais com a forma da fenda, e um prisma de vidro mais apurado. Wolloston observou que este espectro contínuo e linear da luz do Sol era interrompido por um conjunto de linhas escuras, paralelas à banda, interpretando-as como divisões naturais entre zonas de cores.
Duas riscas marcariam as fronteiras do vermelho, outra separaria o azul do violeta, mas as restantes não se situavam, claramente, entre zonas de cores diferentes.
Uma década mais tarde, o oculista alemão Joseph Fraunhofer (1787-1826), colocando uma lente convexa entre a fenda e o prisma, obteve uma imagem da série espectral mais definida e estudou estas linhas escuras em mais pormenor. Para obter medidas mais precisas, Fraunhofer aplicou um telescópio para visualizar o espectro. Estava construído o primeiro espectroscópio com capacidade de analisar fontes de luz menos intensas e mais difusas. As linhas escuras solares mais proeminentes foram identificadas por letras maiúsculas de A a H e, além destas, muitas outras linhas foram identificadas, tendo Fraunhofer contado algumas centenas. Examinou também a luz proveniente de outras estrelas brilhantes, verificando que os padrões de riscas negras eram diferentes das do espectro solar.
Um problema relacionava-se com a dificuldade de obter a posição relativa e a estrutura interna destas linhas devido a um defeito inerente no espectro prismático. Dado o aumento de refrangibilidade, as radiações na zona do violeta, mais desviadas pelo prisma, apresentavam uma separação maior que as situadas na zona do vermelho, cujo percurso prismático era menor. Esta “diluição” gradual do espectro produzido por um prisma impedia a determinação do comprimento de onda associado a cada radiação. Em 1823, Joseph Fraunhofer demonstrou, matematicamente, que a utilização de uma rede de linhas (rede de difracção de Rittenhouse) originava um espectro em virtude das interferências entre os raios luminosos desviados pela rede, por difracção dos mesmos.
A banda colorida obtida com este método posicionava as radiações de forma proporcional ao respectivo comprimento de onda, mas o fabrico destas redes de difracção (prendendo arames finos igualmente distanciados ou rasurando linhas paralelas com um diamante numa película de ouro sobre uma placa de vidro) era muito primitivo, de modo que os espectros obtidos eram pouco precisos, não sendo exequível a sua utilização em espectroscopia estelar, ou espectros menos intensos. No entanto, possibilitou a determinação dos comprimentos de onda das linhas solares mais fortes, futuramente designadas por linhas de Fraunhofer. A utilização de redes de difracção generalizar-se-ia com avanços técnicos no seu fabrico já no século XX.
A catalogação das linhas escuras do espectro solar prosseguiu, impulsionando o aperfeiçoamento das técnicas espectroscópicas, tendo o seu número atingido 3000 em 1862. Demoraria algum tempo até surgir uma explicação satisfatória destas linhas.
Com a maior popularidade da espectroscopia, a atenção de muitos cientistas transferiu-se para fontes de luz terrestres. Utilizando o espectroscópio de Fraunhofer, o astrónomo britânico John Herschel (1792-1871), filho de William Herschel, reparou, em 1822, que as chamas coloridas, obtidas na combustão de determinadas substâncias, emitem padrões bem definidos de linhas espectrais. Inferiu também a possibilidade de identificar as substâncias, mesmo em quantidades diminutas, pela observação do espectro produzido pela sua chama.
Quando se assiste a um espectáculo pirotécnico, as chamas coloridas observadas resultam da combustão de determinados elementos.
Apesar de estarem criadas as bases da análise espectral, esta só viria a estabelecer-se pela frutuosa colaboração entre o químico Robert Bunsen (1811--1899) e o físico Gustav Kirchhoff (1824-1887). Em meados do século XIX, Bunsen inventou um queimador de gás que produzia uma chama incolor que assegurava temperaturas superiores a 1800 ºC. Esta elevada temperatura do bico de Bunsen permitia a combustão de muitas substâncias e a chama incolor do bico não afectava o espectro, de uma certa substância analisada, originado pela chama. Estes dois professores de Heidelberg desenvolveram um espectroscópio com um dispositivo adicional que projectava, por reflexão, no prisma, uma escala que se sobrepunha ao espectro observado. A escala funcionava como referência para o espectro, permitindo obter a posição das linhas observadas. Apesar da arbitrariedade da escala, ela permitia a comparação de espectros diferentes.
Os dados recolhidos com a utilização do seu espectroscópio permitiram a Kirchhoff teorizar que uma qualquer substância capaz de emitir num comprimento de onda particular também absorveria a luz desse comprimento de onda. Concluiu, então, que as linhas escuras do espectro solar resultavam da absorção por parte de gases existentes no Sol. Quando excitados, deveriam emitir nestes comprimentos de onda; no entanto, devido ao seu arrefecimento nas camadas mais exteriores da estrela, verificava-se a absorção destas radiações e a sua ‘exclusão’ do espectro solar.
Considerando que cada átomo e cada molécula produzia um único e característico espectro de riscas ou bandas, por comparação do espectro solar, nomeadamente as suas linhas escuras, com os espectros obtidos na Terra, provenientes das chamas de variadíssimos elementos, foi possível identificar os elementos existentes no Sol e, inclusivamente, deduzir as respectivas quantidades.
O potencial da análise espectroscópica não se esgotava no Sol, porquanto a análise de qualquer espectro estelar ou de qualquer outro corpo celeste que emita luz permite aplicar os mesmos pressupostos e identificar os elementos presentes nesse astro.
Considerando que cada átomo e cada molécula produzia um único e característico espectro de riscas ou bandas, por comparação do espectro solar, nomeadamente as suas linhas escuras, com os espectros obtidos na Terra, provenientes das chamas de variadíssimos elementos, foi possível identificar os elementos existentes no Sol e, inclusivamente, deduzir as respectivas quantidades.
O potencial da análise espectroscópica não se esgotava no Sol, porquanto a análise de qualquer espectro estelar ou de qualquer outro corpo celeste que emita luz permite aplicar os mesmos pressupostos e identificar os elementos presentes nesse astro.
No que diz respeito à espectroscopia estelar é de salientar o trabalho de William Huggins (1824-1910), que iniciou a pesquisa espectroscópica em astronomia, recolhendo e analisando os espectros obtidos de várias estrelas e nebulosas. Comparando estes espectros deduziu que a constituição física de algumas estrelas era semelhante à do Sol.
Também a descoberta de novos elementos foi impulsionada. Kirchhoff e Bunsen identificaram novos metais alcalinos, o césio e o rubídio, visualizando novas linhas coloridas em bandas espectrais. Os seus nomes resultaram das cores observadas no espectro (do latim cesium - azul esverdeado e rubidus – vermelho). Anos mais tarde, o astrónomo francês Jules Janssen (1824-1907), em visita à Índia, observou um eclipse total do Sol. Munido de um espectroscópio, observou uma nova linha na zona amarela no espectro solar.
O astrónomo inglês Norman Lockyer (1836-1920) atribuiu esta linha a um novo elemento, ainda não observado na Terra, que ficou conhecido por hélio (do latim helios, que significa Sol). Lockyer prosseguiu os seus estudos do espectro solar que lhe revelaram ser o Sol uma mistura de elementos químicos, o que lhe causou alguma admiração pois não conseguia explicar a respectiva proveniência. Em 1887 desenvolveu uma teoria segundo a qual a matéria estelar, nas estrelas mais quentes (azuis ou brancas), seria decomposta nas partículas constituintes dos átomos. Posteriormente, à medida que as estrelas arrefeciam, as partículas remanescentes recombinavam-se para formar os novos elementos.
O primeiro grande sucesso comercial de pequenos espectroscópios de bolso, produzidos por Janssen, surgiu durante a década de 1880. Notou-se que o espectro solar apresentava variações, consoante as condições climatéricas, especificamente, junto à linha D (do sódio) surgia uma banda devida à dispersão da luz pelas gotículas de água em suspensão. Esta banda foi então designada por “banda de chuva” uma vez que ela era observada pouco antes da ocorrência de aguaceiros, especulando-se então que os espectroscópios poderiam prever a precipitação atmosférica. A popularidade dos espectroscópios para prever o tempo estimulou o seu comércio. Todavia, a simplicidade destes espectroscópios baratos, aliada à inexperiência dos utilizadores, tornaram muito difícil a observação da banda de chuva e a interpretação do seu aspecto.
A aplicação meteorológica da espectroscopia foi fugaz, desaparecendo praticamente estes aparelhos do mercado antes de 1890.
A aplicação meteorológica da espectroscopia foi fugaz, desaparecendo praticamente estes aparelhos do mercado antes de 1890.
A utilização do bico de Bunsen para examinar o espectro de emissão visível dos elementos apresentava ainda limitações, uma vez que a chama não conseguia vaporizar determinados elementos. A invenção da lâmpada de arco eléctrico, com temperaturas superiores a 5000 ºC, expandiu o número de espectros elementares que poderiam ser observados.
As experiências espectroscópicas demonstraram que os átomos de um dado elemento apenas emitiam ou absorviam em comprimentos de onda característicos, que se traduziam nas riscas coloridas observadas nos espectros. Uma preocupação generalizada prendia-se com a busca de uma relação entre estas riscas, ou seja, entre os comprimentos de onda emitidos (ou absorvidos). Os espectros elementares estariam relacionados com a estrutura interna dos átomos.
O espectro visível do hidrogénio quando foi publicado em 1884, suscitou o interesse de um matemático suíço, Johann Balmer (1825-1898). Este professor liceal, habituado a ensinar as leis da perspectiva, analisou os valores dos comprimentos de onda da série visível do espectro do hidrogénio, estabelecendo uma relação matemática entre eles. Verificou, então, que estes comprimentos de onda poderiam ser obtidos com base numa expressão quando duas incógnitas eram substituídas por números inteiros. Em 1889, uma expressão parecida foi deduzida pelo físico sueco Johannes Rydberg (1854-1919). Esta descoberta revelar-se-ia imprescindível ao surgimento dos modelos atómicos.
Uma outra descoberta teria grande impacto na organização dos elementos. A busca de padrões nas séries espectrais revelou semelhanças entre espectros de elementos diferentes. Lecoq de Boisbaudran (1838-1912), um espectroscopista francês, debruçou-se sobre este assunto, reconhecendo similaridades nos espectros de metais alcalinos e de metais alcalino-terrosos. Descreveu estes elementos como “homólogos” definindo-os como “possuindo uma afinidade dependente da sua estrutura ou constituição”, dando fundamento à “lei da homologia” dos elementos de uma mesma família.
Tipos espectrais
Classe O
Estrelas de classe O são muito quentes e muito luminosas, sendo azuladas em cor; de facto, a maioria do seu output situa-se na região do ultravioleta. Estas são as mais raras estrelas da sequência principal. Cerca de 1 em 3.000.000 das estrelas da sequência principal na vizinhança do Sol são estrelas de classe O.[3][4]Estrelas O brilham com um poder superior a um milhão de vezes o output do Sol. Estas estrelas têm linhas de absorção dominantes e por vezes emissão para linhas de He II, (Si IV proeminente ionizado, O III, N III e C III) e linhas de hélio neutras, fortalecendo de 05 para 09, e linhas de Balmer de hidrogénio proeminentes, apesar de não tão fortes como os últimos tipos. Devido a serem tão massivas, as estrelas de classe O têm núcleos muito quentes, queimando assim o seu combustível de hidrogénio muito rapidamente, e como tal são as primeira a saírem da sequência principal. Observações recentes pelo Telescópio espacial Spitzer indicam que a formação planetária não ocorre à volta de outras estrelas na vizinhança de uma estrela de classe O devido ao efeito de fotoevaporação.[5]
- Exemplos: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis
Classe B
Estrelas da classe B são também muito luminosas, Rigel (em Orion) é uma supergigante azul proeminente da classe B. Seu espectro possui linhas de Hélio neutro e linhas moderadas de Hidrogênio. Com estrelas O e B possuem emissão extremamente poderosas, elas duram relativamente pouco tempo. Elas não se deslocam muito da área de onde se formaram uma vez que não possuem muito tempo de vida. Elas portando são vistas aglomeradas no que se chamada associações OB1, que estão associadas com as nuvens moleculares gigantes. A associação OB1 de Orion é um braço espiral inteiro da nossa galáxia (estrelas mais brilhantes fazem o braço mais visível, mas não existem mais estrelas lá do que em outra parte da galáxia) e contém toda a constelação de Orion.
Classe A
Estrelas da classe A estão entre as estrelas mais comuns vistas a olho nu. Deneb em Cisne é outra estrela de potência formidável, enquanto Sírius na constelação do Cão Maior é também uma estrela classe A, mas não tão potente. Como com todas as estrelas da classe A, elas são brancas. Muitas anãs brancas são também de classe A. Elas possuem linhas intensas de Hidrogênio e também linhas de metais ionizados.Classe F
Estrelas da classe F são ainda bastante potentes, mas elas tendem a ser estrelas da Sequência principal, como Fomalhaut em Piscis Austrinus. Seus espectros são caracterizados por linhas fracas de Hidrogênio e metais ionizados, sua cor é branca com uma pequena quantidade de amarelo.
Classe G
Estrelas da classe G são provavelmente as estrelas mais bem conhecidas, já que o nosso Sol é uma estrela desta classe. Elas possuem linhas de Hidrogênio mais fracas que estrelas da classe F mas além das linhas de metais ionizados, elas possuem linhas de metais neutros. Durante a sua evolução as estrelas supergigantes frequentemente caminham das classes O e B (azul) para as classes K or M (vermelho). Enquanto fazem isto elas passam pela classe G mas não permanecem por muito tempo.
Classe K
Estrelas da classe K são alaranjadas e um pouco mais frias que o nosso Sol. Algumas estrelas da classe K são gigantes e Supergigantes, como Arcturus enquanto outras como Alpha Centauri B na constelação do Centauro são da sequência principal. Elas possuem linhas espectrais de Hidrogênio estremamente fracas, isto quando estão presentes, e principalmente linhas de metais neutros.
Classe M
Estrelas da classe M são com certeza a classe mais comum de estrelas se contarmos pelo número. Todas as anãs vermelhas são desta classe e elas existem em abundância. Mais de 80% das estrelas da seqüência principal são anãs vermelhas, como Proxima Centauri. A classe M é o local da maioria das gigantes e super gigantes como Antares e Betelgeuse, assim como Mira (veja estrela variável). O espectro das estrelas de classe M mostra linhas pertencentes a moléculas e metais neutros mas hidrogênio normalmente esta ausente no espectro. dióxido de titânio pode ser forte em estrelas de classe M.
Fontes:
Starmedia - Wikipédia -e...
http://orbita.starmedia.com/
Sejam felizes todos os seres.
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