A Composição das Estrelas e Outros Corpos Celestes

Desculpe, não é sobre Pink Floyd, venho na verdade falar de uma curiosidade. Já ficou pensando em quando você lê artigos ou assisti algo sobre galáxias, estrelas e planetas muitas vezes contêm algumas informações sobre a composição química de seu interior e de sua atmosfera, na maioria das vezes expressadas com bastante precisão. Mas como é possível determinar de que são feitos? Se apenas sua tênue luz chega até nós?
A determinação da composição química dos objetos celestes é quase sempre feita através de uma técnica chamada espectroscopia, que nada mais é do que a análise do espectro de luz verificado após passar por um prisma ou uma rede de difração, capaz de decompor a luz vinda do espaço em suas cores primárias.

Como é de conhecimento mais geral, sabe-se que ao passar por um prisma de vidro a luz se decompõe em diferentes cores, formando o um espectro contendo as cores do arco-íris. Isso foi primeiramente observado em 1665 por famoso físico, sim ele Sir Isaac Newton.
prisma e gota de chuva
Um século depois, em 1802, William Wollaston repetiu o experimento de Newton, mas descobriu que quando a luz do Sol passa por uma fenda antes de passar pelo prisma, produz uma série de linhas escuras em algumas partes do espectro colorido. Hoje sabemos que essas linhas escuras são as imagens da própria fenda vistas em diversos comprimentos de onda, mas na ocasião foram interpretadas pelo próprio Wollaston como sendo os limites entre as cores vistas no espectro.

Mais alguns anos depois em 1820, um fabricante de instrumentos óticos chamado Joseph von Fraunhofer já havia observado mais de 570 linhas escuras em diversas regiões do espectro colorido. Para 324 linhas observadas, Fraunhofer deu um nome representado por letra. Para as mais fortes e contrastadas, utilizou as letras maiúsculas A, B, C e para as mais fracas utilizou letras minúsculas. A primeira linha, “A”, representava o vermelho. As linhas foram então batizadas de “linhas de Fraunhofer”.

Então um certo dia, Fraunhofer apontou seu equipamento ainda rudimentar para as estrelas Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon e também observou faixas escuras sobre os espectros formados. O problema é que ainda não se sabia o que gerava as linhas.

A explicação das linhas de Fraunhofer aconteceu somente em 1856, após a invenção do bico de Bunsen, que é aquele bico de gás usado nos laboratórios de ciência. Quando se vaporiza algum material no bico de Bunsen, a cor emitida é a da própria substância e não a da chama do bico. Robert Wilhelm Bunsen, o inventor do bico de Bunsen, tinha como colaborador um jovem físico chamado Gustav Robert Kirchhoff, já famoso por ter formulado as leis que governam o comportamento dos circuitos elétricos.

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 alguns dias os dois cientistas realizaram testes com as mais diversas substâncias 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:

Spectrum

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 ambos, ao contrário do que esperavam a linha “D” ficou ainda mais escura.

Insatisfeitos com os resultados, decidiram substituir a luz solar pela produzida por um sólido incandescente e notaram que ao passar pelo vapor do sódio, o espectro era o mesmo produzido pelo Sol, na posição das linhas amarelas de sódio. Após uma série de experimentos concluiu-se que o Sol só podia ser formado de gás ou um sólido quente envolto por um gás mais frio.

Após muito pesquisar, Kirchhoff formulou suas três leis básicas da espectroscopia:

1 – Um corpo opaco quente produz um espectro contínuo, seja sólido, líquido ou gasoso.

2 – Qualquer gás transparente produz um espectro de linhas brilhantes, atualmente chamadas de “linhas de emissão”, sendo que o número e a posição destas raias dependem unicamente dos elementos químicos presentes no gás.

3 – Se a luz de um sólido (que produz espectro contínuo) passar por um gás com temperatura mais baixa, o gás frio causa o aparecimento de linhas escuras, atualmente chamadas de “linhas de absorção”, sendo que a quantidade dessas linhas depende apenas dos elementos químicos presentes no gás.

O astrônomo inglês Joseph Norman Lockyer, baseando-se nas leis de Kirchhoff descobriu, em 1868, uma nova linha no espectro solar que ainda não havia sido explicada. Como cada elemento tem uma assinatura espectroscópica própria, Lockyer batizou o novo elemento de “Helio”, que em grego significa Sol. O Hélio só veio a ser descoberto efetivamente após 27 anos, quando o químico inglês William Ramsay descobriu na vaporização do urânio uma linha na mesma posição espectral daquela encontrada por Norman no espectro do Sol.

experimento_kirchhoff

Aqui vemos as diferentes estrelas e suas diferentes cores, que além de denunciar suas composições, também nos revela as suas temperaturas:

Hertzsprung-Russell

Hoje em dia a análise espectral não é feita apenas no seguimento visível da luz, mas também nos comprimentos de onda do infravermelho e ultravioleta, devido ao fato de que os gases e sólidos apresentam propriedades diferentes com distâncias muito grandes. Além disso, os espectroscópios não usam mais os prismas para decompor a luz e sim redes de difração, uma espécie de anteparo com milhares de riscos que espalham os diversos comprimentos de onda da luz.

Um pouco mais sobre:

Sobre Sir Issac Newton: Wikipédia

Mais sobre o químico britânico William Wollaston: Wikipédia

Joseph von Fraunhofer, o primeiro a notar o espectro de luz das estrelas: Wikipédia

Kirchhoff: Wikipédia

Mais detalhes sobre Robert Bunsen, também químico: Wikipédia

O astrônomo Norman Locker (em inglês): Wikipédia

Classificação das estrelas (em inglês): Wikipédia

Informações mais detalhadas do espectroscópios : Wikipédia

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