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A Espectroscopia - explicação aprofundada do céu azul


A Espectroscopia

Ondas Eletromagnéticas

Uma carga em repouso cria um campo elétrico em sua volta. Se essa carga estiver em movimento, o campo elétrico, em uma posição qualquer, estará variando no tempo e criará um campo magnético que também varia com o tempo. Estes campos, em conjunto, constituem uma onda eletromagnética, que se propaga mesmo no vácuo. Em seu artigo de 1865 (A Dynamical Theory of the Electromagnetic Field, no Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 155: 459-512), o físico escocês James Clerk Maxwell (1831 - 1879) demonstrou que a luz é uma onda eletromagnética, unificando a eletricidade, o magnetismo e a luz. 


A intensidade da luz em diferentes comprimentos de onda

Chamamos essa intensidade de espectro. Quase toda informação sobre as propriedades físicas das estrelas são obtidas direta ou indiretamente de seus espectros, principalmente suas temperaturas, densidades e composições.

A história

Em 1665-66, o físico inglês Isaac Newton demonstrou que a luz branca, como a luz do Sol, ao passar por um prisma se decompõe em luz de diferentes cores, formando um espectro como o arco-íris.


Em 1802, o médico, químico e físico inglês William Hyde Wollaston (1766-1828) usou o índice de refração da luz atravessando uma substância para testar a pureza dos óleos e outras substâncias. Ele observou que, passando a luz solar por uma fenda e depois por um prisma, apareciam algumas linhas escuras no espectro, que ele interpretou erroneamente como o limite das cores (A method of examining refractive and dispersive powers, by prismatic reflection, Philosophical Transactions of the Royal Society, 92: 365-380). Ele desenvolveu um método viável para separar a platina do minério, descobriu o paládio (um metal branco como a platina) em 1802 e o ródio (também um metal do grupo da platina) em 1804, e inventou o prisma de Wollaston, com dois prismas de calcita ortogonais, que separam a luz polarizada em dois feixes com polarizações ortogonais, usado em polarimetriaAs linhas são imagens da fenda do espectrógrafo em diferentes comprimentos de onda. Até 1820, o fabricante de intrumentos de vidro (lentes, prismas, microscópios e telescópios) alemão Joseph Ritter von Fraunhofer (1787-1826), de Munique, inventor do espectroscópio, já havia contado 574 linhas escuras no espectro solar, chamadas depois de linhas de Fraunhofer. Para 324 destas linhas, Fraunhofer deu o nome de letras maiúsculas: A, B, C ... para as linhas mais fortes e minúsculas para as mais fracas, começando com o A no vermelho.


Fraunhofer também observou linhas nos espectros das estrelas Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon. Na verdade Fraunhofer utilizava as linhas do espectro solar para calibrar seus instrumentos (vidros e prismas), que eram os de melhor qualidade fabricados naquela época. Como pequenas variações na quantidade e mistura de quartzo (SiO2), cal (CaO) e soda (carbonato de sódio, Na2CO3) que compõem o vidro (basicamente SiO4) fazem que os prismas fabricados desloquem o comprimento de onda em diferentes ângulos, Fraunhofer usava as linhas do espectro solar para determinar as propriedades dos vidros. Apresentando seus resultados na Academia de Ciências da Bavária, foi eleito membro e ministrou aulas na Universidade da Bavária apesar de não possuir educação formal. Morreu aos 39 anos, provavelmente envenenado pelos vapores de metais pesados, como outros fabricantes de vidro da época.

Quarenta anos depois...

Essas linhas foram identificadas por Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) como sendo:

Linha     λ(Å)     Elemento           Cor
A              7594     Oxigênio            Vermelho
B              6867     Oxigênio
C              6563     Hidrogênio 
D1            5896     Sódio                  Amarelo
D2           5890     Sódio
D3           5876      Hélio
E              5270      Ferro e cálcio
b1            5184      Magnésio
F              4861      Hidrogênio         Verde
G             4308      Ferro e cálcio     Azul
H             3968       Cálcio
K             3968       Cálcio                   Violeta

Variação do espectro contínuo com a temperatura


Espectros das estrelas por classe espectral, graficados com uma Lei de Planck de temperatura indicada, de 3000 Å a 18 000 Å na imagem acima.

A curva de distribuição de energia de um espectro contínuo tem forma similar à de um corpo negro, ou seja, segue aproximadamente a Lei de Planck. Se observada da Terra, a atmosfera da Terra absorve a luz ultravioleta. Quanto maior a temperatura, maior a intensidade da radiação e menor o comprimento de onda em que ocorre o pico da intensidade. A relação entre o comprimento de onda em que ocorre o pico da intensidade (λmax), é dada pela Lei de Wien:

Em 1856, o químico alemão Robert Wilhelm Eberhard Bunsen (1811-1899) inventou o bico de gás (bico de Bunsen), cuja vantagem era a de ter chama incolor. Quando um elemento químico era colocado sobre a chama, as cores emitidas eram as da substância, e não da chama. Bunsen tinha um colaborador mais jovem, o físico Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887). Kirchhoff já havia formulado as leis que governam as voltagens e correntes em circuitos elétricos, que levam seu nome, em 1845. Em 1856, Kirchhoff sugeriu que as cores seriam melhor distinguidas se passadas através de um prisma. Eles colocaram um prisma na frente de um conjunto de lentes e passaram a identificar as linhas com os elementos químicos. Os gases quentes observados por Kirchhoff e Bunsen não emitiam um espectro contínuo. Eles descobriram que cada elemento gerava uma série de linhas diferentes. Por exemplo, o neônio tinha linhas no vermelho (por isto um cartaz de neon é vermelho), o sódio tinhas linhas no amarelo e o mercúrio tinha linhas no amarelo e no verde.
Estas linhas eram todas brilhantes, enquanto as linhas de Fraunhofer eram escuras. Kirchhoff queria confirmar que as linhas escuras D descobertas por Fraunhofer eram linhas de sódio. Para isto ele passou a luz do Sol através de uma chama de sódio, esperando que as linhas do sódio preenchessem as linhas escuras do Sol. Para sua surpresa, as linhas D ficavam mais fortes, mais escuras. Ele então substituiu o Sol por um sólido quente. A luz do sólido que passava pela chama apresentava as mesmas linhas escuras do Sol, na posição das linhas do sódio. Ele então concluiu que o Sol era um gás ou sólido quente, envolto por um gás mais frio. Estas camadas mais frias é que produziam as linhas escuras do Sol. Comparando o espectro, ele descobriu linhas de Mg, Ca, Cr, Co, Zi, Ba e Ni no Sol.
De suas experiências, Kirchhoff formulou as três leis empíricas da espectroscopia, para determinar a composição de uma mistura de elementos [Kirchhoff, Gustav (1860). Ueber die Fraunhoferschen Linien. Monatsberichte der Königliche Preussische Akademie der Wissenschaften zu Berlin: 662-665].

As leis de Kirchhoff

1) Um corpo opaco quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um espectro contínuo.
2) Um gás transparente produz um espectro de linhas brilhantes (de emissão). O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.
3) Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras (absorção). O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.


Simulação das linhas

Embora um átomo isolado só emita em determinados comprimentos de onda, muitos átomos comprimidos juntos num material emitem radiação em uma banda de linhas, já que têm velocidades diferentes e os comprimentos de onda se deslocam pelo efeito Doppler.
É importante notar que as linhas escuras não significam ausência de luz, somente o contraste de menos luz. O gás mais frio absorve mais radiação que emite e, portanto, gera linhas escuras. Se estiver em equilíbrio, isto é, nem aquecendo nem esfriando, um gás absorve a radiação vinda em sua direção e a re-emite em todas as direções, causando um decréscimo de fluxo na direção da fonte. Se não estiver em equilíbrio, o gás aquece.
A observação dos espectros estelares tomou impulso em 1860 com Giovanni Battista Donati (1826-1873) em Florença, e logo depois com Lewis Morris Rutherfurd (1816-1892) em Nova Iorque, George Biddel Airy (1801-1891) em Greenwich, William Huggins (1824-1910) em Londres, e Pietro Angelo Secchi(1818-1878), em Roma.
Em 1862, o astrônomo sueco Anders Jonas Ångström (1814-1874), aumentando a precisão de medida do comprimento de onda, identificou as linhas de hidrogênio no Sol. A identificação do elemento hidrogênio já havia sido feita em 1766 pelo físico e químico inglês Henry Cavendish (1731-1810).
Em 1868, o astrônomo inglês Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) descobriu uma linha inexplicada na parte amarela (5875 Å) do espectro do Sol, que ele identificou com um novo elemento químico, hélio, do grego helios, Sol, na cromosfera. Lockyer mais tarde fundou a revista Nature, e foi seu editor por 50 anos. Independentemente, o astrônomo francês Pierre-Jules-César Janssen (1824-1907) também identificou esta linha, no mesmo ano. Somente 27 anos mais tarde o elemento hélio foi descoberto na Terra, pelo químico escocês Sir William Ramsay (1852-1916) quando o espectro de um minério de urânio contendo hélio produziu uma linha na posição exata daquela encontrada por Lockyer no espectro do Sol. Hoje em dia sabemos que o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo. O primeiro é o hidrogênio. Ramsay recebeu o prêmio Nobel em química em 1904, pela descoberta dos gases nobres no ar, junto com John William Strutt, Lord Rayleigh (1842-1919), 3o Barão de Rayleigh, prêmio Nobel de física em 1904, pela descoberta do argônio. Rayleigh também descobriu o espalhamento Rayleigh, espalhamento por partículas muito menores que o comprimento de onda, que explica porque o céu é azul.

O Espalhamento de Rayleigh

O espalhamento de Rayleigh, ocasionado pelas moléculas do ar,  é preferencial para as frequências mais altas da luz branca que vem do Sol.
O espalhamento não preferencial (ou pouco preferencial) da luz branca nas nuvens é realizado por pequenas gotas da água líquida que constituem a nuvem, portanto por estruturas muito maiores do que as moléculas. O espalhamento não preferencial também pode acontecer em particulados presentes na atmosfera devido à poluição (por exemplo, a névoa que se observa sobre São Paulo mesmo quando não há nuvens de água).
Quando olhamos ao longe, por exemplo do topo de uma elevação que nos permite enxergar muito distante em dias secos, podemos perceber que os objetos distantes nos parecem azulados, caracterizando assim a  "névoa de gás atmosférico" que referiste. O azulado das montanhas em regiões onde as conseguimos ver muito ao longe quando a atmosfera é límpida exemplifica o efeito conforme a fotografia abaixo.
A diferença entre o ar puro ocasionando o espalhamento de Rayleigh e o ar úmido com gotículas de água (ou com particulados poluidores) é que as intensidade da luz espalhada pelas gotículas é muito maior do que a intensidade da luz azul espalhada pelas moléculas do ar quando se considera a mesma intensidade de luz incidente. Então a tal "névoa de gás atmosférico" somente é percebida, conferindo o tom azulado aos objetos distantes, quando a luz deve viajar por grandes extensões da atmosfera límpida.


[Edição: @Mari64411]
[Créditos: UFRGS, NASA]

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