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5.1.1 Espectroscopia

Desde meados do século XIX, os astrônomos passaram a contar com a espec-

troscopia, a importante técnica observacional que possibilitou o estudo da composição química e do estado físico dos astros. Sobre essa nova base observacional surgiu um novo e fecundo ramo da astronomia chamado

astrofísica.

A luz natural de um astro é uma mistura de radiação eletromagnética de diferentes comprimentos de onda. Assim é a luz do Sol, também chamada

luz branca. O que ocorre no fenômeno do arco-íris é a decomposição da luz do Sol em componentes de diferentes cores ou comprimentos de onda. O espectroscópio é o instrumento utilizado pelo astrônomo para analisar a composição espectral da luz proveniente dos astros. O mais simples con- siste num prisma (Figura 5.1). Numa de suas faces se faz incidir um feixe de luz. No interior do prisma a luz de diferentes comprimentos de onda sofre diferentes desvios angulares. Da outra face do prisma a luz emerge com as diferentes cores separadas formando o espectro. No espectro podemos medir a quantidade de luz nos diversos comprimentos de onda e, assim, determinar a composição espectral da luz incidente.

5.1.2 Corpo negro

Objetos opacos (suficientemente densos), quando aquecidos, emitem radiação em todos os comprimentos de onda. Mas a quantidade de radiação emitida não é igual em todos os comprimentos de onda. Os físicos idealizaram os corpos opacos através do conceito teórico de corpo negro. A Figura 5.2 mostra a distribuição de energia irradiada por corpos negros de diferentes tempe- raturas (lei de Planck). Os corpos opacos quando irradiam se comportam aproximadamente como os corpos negros teóricos.

Uma característica do espectro de um corpo negro é a distribuição contí- nua de energia em todos os comprimentos de onda. Basicamente esse é o espectro de uma estrela. O Sol tendo a temperatura de 6 mil K em sua superfície, irradia grosso modo como o corpo negro da Figura acima com essa temperatura. Outra característica importante é que, com o aumento da temperatura, maior parte da radiação tende a ser irradiada em compri- mentos de onda mais curtos. Notar que o pico das curvas da Figura 5.2 se desloca para a esquerda conforme a temperatura aumenta. Assim um objeto a 1 mil K nos parecerá avermelhado. O Sol com 6 mil K é amarelado. Uma estrela com 20 mil K é azulada.

Mesmo a olho nu podemos perceber a coloração das estrelas. Essa coloração denuncia a temperatura na superfície.

Figura 5.1. Espectroscópio com prisma

Figura 5.2. Composição espectral da radiação emitida por corpos negros de diferentes temperaturas. O eixo vertical tem uma escala relativa. No eixo horizontal a unidade adotada é o mícron (1 milionésimo do metro). A luz visível está compreendida entre 0,4 e 0,8 mícron



5.1.3 Linhas de absorção

Mas o óptico alemão Joseph von Fraunhofer (1787-1826) descobriu em 1814 que o espectro solar não era contínuo. Ele era entrecortado por cen- tenas de linhas de absorção. Logo depois se descobriu que essa não é uma peculiaridade do Sol, mas uma característica geral de todas as estrelas, com muito raras exceções. As linhas de absorção consistem em ausências de luz em certos comprimentos de onda. O espectro, em vez de ser contínuo, apresenta falhas ou descontinuidades (Figura 5.3).

O surgimento das linhas de absorção se deve a que a estrela está envolva por uma atmosfera mais fria do que a superfície da estrela. Se fosse mais quente, as linhas apareceriam em emissão, o que ocorre em alguns casos muito raros. No espectro de absorção, a luz de certos comprimentos de onda é absorvida pelos átomos (e moléculas) da atmosfera, daí as falhas. O importante é que o átomo de um determinado elemento só absorve (ou emite) luz de certos comprimentos de onda que lhe são característicos. Por outras palavras, observando-se o conjunto de linhas espectrais absorvidas (ou emitidas), é possível identificar o átomo causador. Assim, através da espectroscopia o astrofísico consegue diagnosticar a composição química dos astros. A análise detalhada do perfil das linhas de absorção permite diag- nosticar a pressão, a temperatura, a densidade e ainda, como veremos, os movimentos do gás. Podemos agora compreender o enorme alcance conseguido pelos astrônomos através da espectroscopia.

Átomos e íons de diferentes elementos químicos têm, cada um, seu conjunto característico de linhas espectrais porque a energia de um fóton absorvido (ou emitido) é precisamente igual à diferença de energia entre duas de suas órbitas eletrônicas. Por sua vez, as órbitas são características da estrutura de cada átomo ou íon (Figura 5.4).

O Sol é constituído majoritariamente de H (71%) e He (27 %). As porcenta- gens são em massa. Os elementos mais pesados são, na ordem, O, C, N, Si, Mg, Ne, Fe e S. Essa mistura química compõe o Sol. Devido às elevadas tem-

Figura 5.3. Representação esquemática de um espectro com linhas de absorção

Figura 5.4. Representação esquemática de algumas órbitas eletrônicas do átomo de hidrogênio. No centro um próton. O elétron é representado por uma bolinha preta. Segundo o modelo de átomo idealizado pelo físico dinamarquês Niels Bohr (1885-1962), o elétron não pode ter órbitas de raios quaisquer. Somente órbitas de certos tamanhos definidos são permitidas.Isso define a estrutura do átomo. A energia do fóton emitido ou absorvido é igual à diferença de energia entre dois níveis de energia envolvidos numa absorção ou emissão

peraturas no seu interior, esses elementos se encontram ionizados. Apesar de a densidade no centro atingir 100 g/cc, podemos dizer que todo o Sol é uma grande massa gasosa em equilíbrio hidrostático. A gravidade tende a comprimir a matéria solar. Se somente ela agisse, o Sol seria colapsado a um ponto. Mas a matéria solar tem uma pressão cujo decréscimo de uma camada concêntrica para outra imediatamente externa, atua no sentido de expandi-la. O Sol se encontra em equilíbrio hidrostático porque duas forças que atuam em sentidos opostos se equilibram, isto é, se cancelam em todos os pontos dentro do Sol.

5.1.4 Efeito Doppler

As linhas espectrais oferecem ainda uma possibilidade observacional adicional de valor inestimável. Elas sofrem o efeito Doppler. Esse efeito acontece também com as ondas sonoras. Quando uma ambulância se aproxima de nós, o som da sirene nos parece mais agudo, tornando-se mais grave depois que ele cruza por nós. O movimento relativo de aproximação ou afastamento da fonte de ondas sonoras faz com que a repetição do fenômeno ondulatório se processe mais rapidamente, ou mais lentamente do que se estivesse em repouso.

A onda circular que se propaga na superfície de um lago tranqüilo ilustra isso (Figura 5.5).

Quando um astro se aproxima ou se afasta de nós, também ocorre o efeito Doppler no espectro de radiação que pode ser medido com precisão pelo deslocamento das linhas espectrais. Quando o astro se aproxima, o deslo- camento espectral é para comprimentos de ondas mais curtos. Diz-se que o deslocamento é para o azul. Quando ele se afasta, o deslocamento é para comprimentos de ondas mais longos e diz-se que o deslocamento é para

o vermelho. A posição da linha quando a fonte está em repouso pode ser

determinada com grande precisão em laboratório.

Assim, através do efeito Doppler, o astrônomo passa a contar com um método para medir a componente radial da velocidade dos astros no espaço. Como vimos na seção 2.2.1, o movimento radial não produz ne- nhum efeito no movimento próprio. Mas, combinando as observações do movimento próprio e do efeito Dopper, podemos diagnosticar a velocidade do astro no espaço.

Figura 5.5. Ilustração do efeito Doppler. O plano do papel representa a superfície de um lago. No lado esquerdo, no centro, uma pessoa perturba periodicamente a superfície do lago. As sucessivas ondas se propagam em círculos concêntricos. O raio desses círculos é proporcional ao tempo decorrido desde a perturbação. O comprimento de onda é constante. No lado direito a pessoa que perturba se desloca para a direita, passando sucessivamente pelos pontos 1, 2,...5. No ponto 5 a onda nem teve tempo para se propagar. Esses pontos são os centros instantâneos das ondas, mas estas agora não são mais concêntricas. A causa é o movimento da fonte. Notar que agora o comprimento de onda na direção do movimento (lado direito) é mais curto, e no sentido oposto é mais longo. Devido à relatividade do movimento, o efeito Doppler seria o mesmo se, em vez da fonte, o

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O efeito Doppler permite diagnosticar, além do movimento dos astros no espaço, movimentos que ocorrem no próprio astro, tais como, ro- tação, turbulência, ejeção de jatos etc. Permite também diagnosticar a temperatura, pois, esta é uma medida da velocidade média da agitação térmica dos átomos e moléculas. Um gás aquecido em repouso pode não ter movimento coletivo, mas as partículas que o compõem têm movimento microscópico ou térmico. Nesse caso a linha espectral não se desloca, mas se alarga.