Quase sempre, os artigos sobre galáxias estrelas e planetas contêm alguma informação 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? Apenas olhando?
A 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" produzido pela luz da estrela após passar por um prisma ou uma rede de difração, capaz de decompor a luz vinda do espaço em suas cores primárias.
Para entender como funciona o processo é preciso voltar um pouco no tempo e lembrar que em 1665 o físico Isaac Newton demonstrou que a luz branca, ao passar por um prisma de vidro se decompõe em diferentes cores, formando o um espectro contendo as cores do arco-íris (Ilustração acima).
Mais de 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 (ao lado) 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.
O tempo passou e até o ano de 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 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".
Na ocasião, Fraunhofer apontou seu equipamento ainda rudimentar para as estrelas Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon e também observou raias escuras sobre os espectros formados. O problema é que ainda não se sabia o que gerava as linhas.
Surge a Espectroscopia
O grande salto para a explicação das linhas de Fraunhofer aconteceu em 1856, após a invenção do bico de Bunsen, aquele bico de gás usado nos laboratórios de ciência e que tem a chama incolor. Como se sabe, 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 e que levam seu nome.
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 muitos dias os dois cientistas vaporizaram diversas substâncias sobre a chama do bico, 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.
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 Kirchhoff e Bunsen, ao contrário do que esperavam a linha "D" ficou ainda mais escura.
Não satisfeitos, substituíram a luz solar pela produzida por um sólido incandescente e notaram que ao passar pelo vapor do sódio, o espectro continha as mesmas linhas escuras produzidas pelo Sol, na posição das linhas amarelas de sódio. Após uma série de experimentos Kirchhoff concluiu que o Sol só podia ser formado de gás ou um sólido quente envolto por um gás mais frio.
Leis de Kirchhoff
Após muito pesquisar Kirchhoff formulou as três leis básicas da espectroscopia, necessárias para determinação da composição química de uma mistura de elementos e através de uma série de comparações de espectros descobriu na luz solar as assinaturas típicas do magnésio, Cálcio, Crômio, Bário, Níquel e Zinco. Veja as três leis básicas de Kirchhoff.
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.
Descobre-se o Hélio
Com base no trabalho de Kirchhoff, o astrônomo inglês Joseph Norman Lockyer 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 na Terra 27 anos depois, 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.
Espectroscopia na Astronomia
Depois que Kirchhoff e Bunsen descobriram que cada elemento natural produz linhas espectrais próprias e Joseph Lockyer descobrir o elemento Hélio apenas observando o espectro solar, os astrônomos passaram a apontar seus "espectroscópios" para diversas estrelas, planetas e nebulosas e diversas propriedades dos objetos celestes se tornaram conhecidas. Olhar diretamente os planetas e estrelas não era mais tão interessante. A moda era ver as raias luminosas e estudar as propriedades físicas dos objetos.
Atualmente a análise espectral não é feita apenas no seguimento visível da luz, que vai de 400 a 700 nanômetros, mas também nos comprimentos de onda do infravermelho e ultravioleta, onde os gases e sólidos apresentam propriedades diferentes. 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.
Você também pode construir um espectroscópio caseiro e observar o espectro solar ou de outros objetos luminosos. Tudo que você precisa é de uma caixa de papelão, um pouco de fita isolante preta e um disco de CD. Com ele você vai poder ver a linhas de Fraunhofer e raias luminosas produzidas por diversos tipos de lâmpadas: fluorescentes, mercúrio, sódio e até mesmo apontá-lo para a Lua para ver as raias produzidas. Experimente!
O elemento principal do nosso espectroscópio é uma rede de difração construída a partir de um pedaço de CD. Para fazê-la será preciso recortar um pedaço do disco com uma tesoura e retirar dele a película refletiva que está colada em um dos lados. Para isso cole um pedaço de fita crepe ou adesiva sobre a película e puxe-a com cuidado. Recorte a rede de difração no formato mostrado na lista de materiais.
Pegue a caixa de papelão e com a ajuda de um pequeno estilete faça uma fenda conforme mostrado na figura 1 da foto acima. Essa fenda tem aproximadamente 1 milímetro de espessura e é por ela que a luz a ser analisada irá entrar na caixa.
Do outro lado da caixa de papelão recorte um quadrado um pouco menor que o pedaço de CD e cole-o sobre ele. Observe que a parte mais fina da rede de difração fica para cima. Pronto. Seu espectroscópio caseiro está pronto para ser usado!
Apesar de não ser um instrumento profissional, diversos experimentos podem ser feitos com ele. Aponte a fenda para a chama de uma vela, para a lâmpada branca do poste da rua (de mercúrio) ou para as amarelas (de sódio). Você vai ver que cada tipo de luz apresenta um espectro diferente, com raias brilhantes em diferentes posições. Peça para alguém queimar um pouco de sal de cozinha (cloreto de sódio) sobre a chama de uma vela e veja as linhas amarelas do sódio surgirem sobre o espectro!
A qualidade dos espectros está diretamente ligada à qualidade da rede de difração e ao cuidado com a montagem. Recorte a fenda com bastante cuidado evitando deixar rebarbas. Se precisar ajuste a fenda colando dois pedaços de fita preta sobre ela de modo a diminuir a espessura e mantê-la isenta de rebarbas. Quanto mais fina a espessura da fenda, melhor a qualidade da imagem espectral.
Muita atenção: NUNCA aponte diretamente seu espectroscópio para o Sol. Isso poderá cegá-lo!
Fonte: APOLO11
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