Que informações podemos obter a partir da luz emitida pelas estrelas?

Analisando a radiação emitida pelas estrelas os astrónomos conseguem:

- determinar as distâncias entre elas

- avaliar a sua temperatura

- descobrir os elementos que as constituem.

Para ver como o conseguem fazer vamos aprender um pouco mais sobre a luz e sobre a sua interacção com a matéria.

Em 1864, o físico escocês James Clerk Maxwell concluiu que a luz tem natureza electromagnética e que consiste numa “flutuação” dos campos eléctrico e magnético que se propagam sob a forma ondulatória.

Natureza da luz

As ondas electromagnéticas propagam-se nas substâncias materiais e no vazio.

Parâmetros de uma onda:Comprimento de onda () – distância entre dois pontos na mesma fase de vibração (unidade SI: metro, símbolo m)

Frequência (; f ) – número de ciclos completos por unidade de tempo, segundo (unidade SI: Hertz, símbolo Hz ou s-1)

Velocidade de propagação no vazio: c = 3,0 x 108 m/s

Relações importantes:

c = . T = 1/

YPosição

• Período (T) – tempo que demora a ocorrer um ciclo (unidade segundo, símbolo s)

Y

Tempo

T

c = . ( f ) T = 1/ ( f )

Y

A

• Amplitude (A) – distância máxima da crista ou do ventre à posição de equilíbrio (unidade metro, símbolo m)

A

O que acontece quando fazemos incidir luz branca num prisma óptico?

A luz decompõe-se em várias cores.

Foi Newton, no séc. XVII quem primeiro provou que a luz branca era constituída por várias radiações simples (monocromáticas) que vão do vermelho ao violeta.

Este fenómeno designa-se por dispersão ou decomposição da luz branca e o conjunto destas radiações forma o espectro visível da luz branca.

Como podemos explicar o fenómeno da dispersão da luz?

No vazio e no ar todas as radiações se propagam à mesma velocidade.

No vidro e noutros meios materiais a velocidade de propagação de cada radiação depende do seu comprimento de onda.

A radiação vermelha é a que se propaga com maior velocidade através do prisma e a violeta é a que se propaga mais lentamente.

É esta mudança de velocidade de propagação das várias radiações que origina a decomposição da luz branca

A luz branca é uma luz policromática(porque é formada por várias radiações simples)

Tal como as gotas de água os prismas também decompõem a luz branca , separando as radiações que a constituem

Este fenómeno é a dispersão da luz

A luz vermelha é a menos desviada no prisma (propaga-se com maior velocidade)

A luz violeta é a mais desviada pelo prisma (propaga-se com menor velocidade)

Obtemos o espectro de emissão contínuo da luz branca.

Este fenómeno também pode ser observado se olharmos para a luz branca através de um espectroscópio.

Emissão - porque a radiação foi emitida por uma fonte luminosa.

Contínuo - porque as várias radiações se sucedem umas às outras sem interrupções entre elas.

Além das radiações visíveis o espectro da luz branca é ainda constituído pelas radiações infravermelhas e pelas radiações ultravioleta.

A luz visível é apenas uma pequena parte das radiações electromagnéticas.

Espectro electromagnético

A grandeza que caracteriza cada radiação monocromática é a sua frequência

Radiações diferentes possuem frequências e energias diferentes

Radiações de maior frequência são mais energéticas

As radiações ultravioletas (UV) são ....?..... energéticas que as visíveis; podem iniciar

várias reacções químicas (por ex. Impressionar uma chapa fotográfica).

Todas as radiações transportam ......?......

mais

As radiações infravermelhas (IV) são menos energéticas que as ...............?................... ;

manifestam-se sob a forma de calor. visíveis e ultravioletas;

ENERGIA.

A cor das estrelas varia ao longo da sua vida.

Como podem os astrónomos relacionar a cor das estrelas com a sua temperatura?

Para ver como isto é possível vamos lembrar o que acontece ao filamento de uma lâmpada de incandescência quando, gradualmente, se faz aumentar a intensidade da corrente que o atravessa.

O filamento vai adquirindo as cores:

vermelho cor de laranja amarelo branco azulada

Estrela Cor Temperatura ºC

Arcturus Avermelhada ~ 4 000

Sol Amarelo ~ 6 000

Vega da Lira Levemente azulada

~ 11 000

azuis > 33 000

Por comparação com o que acontece com a lâmpada, os astrónomos conseguem relacionar a cor das estrelas com a temperatura à sua superfície.

Como podemos conhecer a composição química de uma estrela?

Analisando os espectros das radiações que recebemos das estrelas e vendo quais são as radiações que elas não emitem, ou seja, que são absorvidas.

Para podermos compreender como isto é feito temos que perceber o que acontece aos átomos de um elemento quando emitem radiação.

Os átomos são constituídos por um núcleo central, muito pequeno, e por electrões que se movimentam à volta do núcleo.

O conjunto das radiações emitidas por um determinado átomo origina o seu espectro de emissão.

Quando um átomo recebe energia, um ou mais dos seus electrões ficam excitados podendo saltar para um nível de energia superior.

Quando estes electrões voltam para o seu nível de energia original emitem energia sob a forma de radiação.

Os espectros de emissão podem ser:

contínuos

descontínuos ou de riscas

Os espectros produzidos pelas radiações das estrelas nem são espectros contínuos nem espectros de riscas brilhantes.

São espectros com linhas escuras sobre um fundo colorido que correspondem à ausência de radiações de determinadas energias.

Estas riscas escuras conhecidas por riscas de Fraunhöfer são devidas à absorção de energia por átomos que constituem a parte mais fria da atmosfera da estrela.

Se um átomo emite energia de uma dada frequência, é porque absorveu energia com essa mesma frequência.

Muita da radiação proveniente de uma estrela é emitida a partir da sua parte mais quente.

Os átomos de zonas mais frias da estrela absorvem algumas destas radiações dando origem às riscas negras que se observam nos espectros.

À medida que se vão formando os

elementos na estrela ,ela vai-se

expandindo, ficando os elementos mais

pesados no coração da estrela e os mais

leves em sucessivas camadas

A energia libertada no núcleo

da estrela vai atravessar as

camadas seguintes até

chegar à superfície, onde

continua a emitir radiação

que chega até nósAté chegar até nós há absorção de radiação

por átomos existentes na atmosfera da

estrela. Assim, o que se vê é um espectro de

absorção onde faltam radiações absorvidas pelos

elementos das estrelas.

As riscas de Fraunhöfer constituem o espectro de absorção dos elementos existentes na atmosfera das estrelas.

O espectro de emissão (ou de absorção) de um elemento é a sua impressão digital.

Espectros contínuos e de riscasSólidos, líquidos e gases incandescentes a alta pressão emitem espectros contínuos ou também designados espectros térmicos

☜Átomos de substâncias elementares no estado gasoso e a baixa pressão quando sujeitos a descargas eléctricas intensas emitem espectros de emissão de riscas ou descontínuos

☝ Espectros de absorção descontínuos obtêm-se por análise da radiação transmitida pela amostra quando atravessada por luz

☝As riscas negras do espectro de absorção de um elemento coincidem com a radiação identificada no seu espectro de emissão.

A figura mostra os espectros de absorção (A) e de emissão (E) do hidrogénio.

Que relação existe entre estes dois espectros?

A

E

As riscas escuras do espectro de absorção correspondem a radiações da mesma energia das riscas brilhantes do espectro de emissão.

Se uma mistura gasosa de elementos emite luz com esta composição:

certamente que contém .......?........

Espectro de emissão do H

Espectro de emissão de um elemento X

l

l

l

hidrogénio

Comparando os espectro de um dado elemento na Terra com o espectro desse elemento na luz proveniente das estrelas verifica-se que a posição de todas as riscas no espectro estrelar está um pouco desviada no sentido do vermelho, ou seja, no

sentido das radiações de maior comprimento de onda.

Afastamento

Este efeito é uma consequência da estrela se estar a afastar, ou seja, da expansão do Universo.

Espectro do elemento na Terra:

Espectro do elemento na estrela:

Aproximação

Espectro de absorção do hélio, obtido da luz de uma galáxia

Espectro de emissão do hélio, obtido em laboratório

Espectro de emissão do hélio, obtido em laboratório

Exercício:

Em baixo encontram-se respectivamente, 4 espectros de emissão (A, B, C, e D) e 4 espectros de absorção (1, 2, 3, e 4).

Associa o espectro de emissão ao respectivo espectro de absorção.

A

B

C

D

1

2

3

4

A – 2

B – 3

C – 1

D – 4