Todas as informações que podemos ter sobre as estrelas são obtidas a partir das radiações que recebemos delas aqui na Terra (ou, depois das sondas espaciais e dos satélites artificiais, nas proximidades dela). E, basicamente, podemos obter diretamente apenas 3 tipos de informações sobre as estrelas:

 

·         suas posições (o que inclui, em certos casos, suas velocidades);

·         seus brilhos (o que pode permitir determinar também suas temperaturas);

·         seus espectros eletromagnéticos (o que nos fornece pistas sobre suas composições químicas e suas estruturas físicas).

Uma outra informação direta mas não facilmente visualizável é a polarização das radiações.

Essas informações diretas, por sua vez, podem ser interpretadas à luz de complexos modelos físicos e matemáticos que redundam em uma quantidade gigantesca de outras informações, ainda que indiretas, fascinantes e muitas vezes surpreendentes.

ESPECTROS ELETROMAGNÉTICOS

Luz é a radiação eletromagnética mais familiar aos humanos, uma vez que, por definição, considera-se luz a toda radiação eletromagnética percebida pelo olho humano.

Apesar de que apenas em meados do século XIX (com os trabalhos de J. C. Maxwell, culminando com suas 4 equações de campo) a luz pode ser interpretada como um fenômeno eletromagnético – uma onda transversal num campo eletromagnético –, desde 1666 Isaac Newton já anunciava que ela podia ser composta ou decomposta em um “espectro” multicolorido. Decompondo a luz solar “branca”, Newton percebeu que ela era “composta” de várias “cores”, do vermelho ao violeta, passando pelo alaranjado, amarelo, verde, azul e anil, nessa seqüência. A essa composição de raios de luz coloridos, chamou-se espectro luminoso.

[ Figura 1  – Espectro contínuo da luz branca, do vermelho ao violeta. ]

Alguns anos mais tarde, em 1675, Newton apresentou ao mundo sua Teoria Corpuscular da Luz que, entretanto, não permitia explicar de maneira satisfatória a maioria dos fenômenos luminosos conhecidos naquela época, tais como a refração, a difração, e a interferência. Isso foi possível apenas 3 anos mais tarde, em 1678, quando C. Huyghens apresentou sua Teoria Ondulatória da Luz, associando a luz a uma onda transversal.

[ Figura 2 – Refração, difração e natureza ondulatória da luz. ]

Num suceder de novas descobertas nessa área de estudo, em 1800, W. Herschel percebeu a existência no espectro da luz solar de radiações não visíveis, contíguas ao vermelho. A essas radiações, chamou-se de infra-vermelhas. Apenas um anos depois, em 1801, J. F. Ritter percebeu a existência de radiações invisíveis contíguas ao violeta, que foram denominadas de ultra-violetas.

[ Figura 3 – Espectro contínuo da luz branca com indicação de IR e UV. ]

Mais um ano se passaria e, em 1802, Wollaston , usando um prisma como sistema dispersor, percebeu a existência de linhas (também chamadas de raias) escuras no espectro solar. Essas linhas foram observadas e estudadas também em 1814, por J. Fraunhöfer, que se utilizou de uma grade (ou rede) de difração como sistema dispersor e contou 754 delas. A partir de então, as linhas escuras do espectro solar passaram a ser conhecidas como raias de Fraunhöfer. Ele percebeu, ainda, que muitas das linhas escuras ocupavam as mesmas posições, no espectro, de linhas brilhantes produzidas em laboratório.

[ Figura 4 – Raias de Fraunhöfer. ]

O estudo sistemático dos espectros luminosos produzidos pelo Sol e por outros corpos quando aquecidos culminou com o enunciado, em 1859, das leis fundamentais da espectroscopia, por Kirchoff e Bunsen. Nesse ano, Kirchoff fez passar a luz proveniente de uma fonte de espectro contínuo através de vapor de sódio e pode observar 2 linhas escuras características (elas apareciam nas posições correspondentes ao que, atualmente, chamamos de linhas do sódio e podem ser facilmente observadas quando decompomos, num sistema dispersor, a luz proveniente das lâmpadas de sódio usadas na iluminação pública de estradas e vias expressas)..

As Leis da Espectroscopia de Kirchoff-Bunsen, como são conhecidas, são três e podem ser expressas siteticamente da seguinte maneira:

1.      Sólidos, líqüidos e gases a alta pressão, quando aquecidos, produzem espectros contínuos;

[ Figura 5 – Fonte de contínuo e espectro. ]

2.      Gases incandescentes a baixa pressão produzem espectros de linhas peculiares ao material – substâncias químicas – presentes no gás; Poderíamos, atualmente, fazer uma observação quanto à segunda lei, observando que além das linhas (finas ou espessas), podem ser formadas também “bandas”, ou faixas;

[ Figura 6 – Fonte de linhas (ou bandas) e espectro. ]

3.      Se a radiação proveniente de uma fonte de contínuo atravessa um gás a baixa pressão, as linhas deste superpõe-se ao contínuo da seguinte forma:

·         se o gás a baixa pressão é mais quente que a fonte de contínuo, as linhas são brilhantes (hoje, diríamos que as linhas produzidas são de emissão); a interação entre o gás e a luz da fonte de contínuo é positiva;

[ Figura 7 – Fonte de contínuo + fonte de linhas escuras e espectro. ]

·         se o gás a baixa pressão é mis frio que a fonte de contínuo, as linhas são escuras (que poderíamos chamar atualmente de linhas de absorção); a interação entre o gás e a luz da fonte de contínuo é negativa.

[ Figura 8 – Fonte de contínuo + fonte de linhas brilhantes e espectro. ]

Resumidamente, podemos dizer que, para produzir um espectro luminoso, temos que fazer passar a luz por um sistema dispersor, como, por exemplo, um prisma (refrator) ou uma rede de difração (interferométrica).

[ Figura 9 – Sistemas dispersores refratores e difratores. ]

Os espectros obtidos serão sempre contínuos (sempre de emissão) ou descontínuos (de linhas ou de bandas, de emissão ou de absorção).

[ Figura 10  – Diagrama de tipos de espectros. ]

Observando as estrelas e seus espectros, à luz das Leis de Kirchoff-Bunsen, P. A. Secchi, em 1863, sugere a primeira Classificação Espectral das estrelas. Em 1871, P. A. Secchi e outros pesquisadores fundam a Sociedade dos Espectroscopistas Italianos, cuja revista “Memória” passa a apresentar sistematicamente os dados por eles coletados.

Atualmente são conhecidas radiações eletromagnéticas não visíveis muito distantes do vermelho e do violeta. Sabemos que o que chamamos de luz, a parte visível do espectro eletromagnético das radiações, é apenas uma pequena “janela”, à qual o olho humano é sensível.

[ Figura 11 – Espectro completo das radiações eletromagnéticas e curva de sensibilidade do olho humano. ]

MODELO DE ESPECTROS ESTELARES

Ao fazermos passar a radiação proveniente de uma estrela por um sistema dispersor, como um prisma ou, mais apropriadamente, uma rede de difração, obtemos seu espectro eletromagnético, onde observamos linhas sobrepostas ao contínuo.

[ Figura 12 – Espectro típico de uma estrela. ]

Da interpretação do espectro, obtemos uma série de informações sobre as características físicas das estrelas e, particularmente, algumas referentes à composição química. A própria existência de linhas no espectro de uma estrela já indica uma de suas características: ela não está em equilíbrio termodinâmico. Se não, vejamos:

Os espectros contínuos são característicos de um corpo negro e os espectros de linhas são produzidos por transições de elétrons em um átomo ou pela combinação de elétrons livres com eles. Essas últimas são interações do tipo livre-livre (elétrons não ligados a átomos), ligado-livre (elétrons presos a átomos com elétrons livres) e livre-ligado (elétrons livres com elétrons presos a átomos).

A existência conjunta dos dois espectros sobrepostos nos indica que há, na estrela, um corpo negro emitindo o contínuo e, entre ele e o espaço interestelar, um meio interagindo com a radiação emitida e produzindo as linhas (ou, eventualmente, bandas).

Quando a interação do meio com a radiação é positiva, ocorre a formação de linhas de emissão (raias brilhantes); do contrário, ocorrem as linhas de absorção (raias escuras).

Há interação positiva quando o meio emite mais radiação, em determinados comprimentos de onda, do que recebe; e, negativa quando a radiação proveniente do corpo negro é absorvida, parcial ou totalmente, em certos comprimentos de onda pelo meio.

Ambas as interações são produzidas por processos atômicos dos tipo radiação-matéria (foto-excitação, emissão induzida, emissão espontânea, foto-ionização, recombinação radiativa) e matéria-matéria (excitação colisional, de-excitação colisional, ionização colizional, recombinação dos 3 corpos).

Se o meio e o corpo negro estiverem em equilíbrio termodinâmico, a taxa de emissão e a taxa de absorção do meio seriam iguais.

Chamando de K ao coeficiente de absorção e de J ao coeficiente de emissão do meio, podemos escrever: Se K=J => ET. Ou seja, se os coeficientes de absorção e de emissão do meio são iguais, o meio está em equilíbrio termodinâmico com o corpo negro.

[ Figura 13 – Equilíbrio termodinâmico. ]

Na Terra nos chega a radiação proveniente do meio, ou seja, a parcela de radiação de corpo negro que não interage com o meio, mais a radiação emitida pelo próprio meio.

A radiação I_n0  de um corpo negro é dada pela equação de Plank:

I_n0 = 2hn₀³ / ( c².(e^hn0/kT – 1))

I_n0, é a intensidade específica, dada dimensionalmente por energia por área por tempo por freqüência por ângulo sólido;

h é a constante de Plank;

c é a velocidade da luz no vácuo;

e é o número de Euler, base dos logaritmos naturais, ou neperianos;

k é a constante de Boltzman;

A radiação I_n, que atravessa o meio sem interagir é:

I_n = I_n0 . e ^-tn

Onde t (uma espécie de “medida” da transparência do meio) é um parâmetro relacionado a K (o coeficiente de absorção) através de:

dt = -K . n . dz

t é relacionado, portanto, à transparência do meio e denomina-se profundidade óptica.

A parcela absorvida pelo meio é dada por:

I_n0 - I_n0.e ^-tn =  I_n0 . (1 -  e ^-tn)

Essa parcela produz parte da emissão própria do meio, que é dada pela função fonte S_n:

S_n = J_n / K_n . (1 -  e ^-tn)

Somando as duas parcelas temos:

I_nobservado = I_n0 . e ^-tn + J_n / K_n . (1 -  e ^-tn)

É facil verificar que quando Jn > Kn ocorrem linhas de emissão e quando Kn > Jn ocorrem linhas de absorção.

Analisando, na equação acima, os casos limites, temos:

1.      t_n = 0 => In_observado = In₀                            (o meio é um vácuo e o espectro é contínuo, produzido somente por In₀);

2.      t_n ® pequeno => e^-tn = 1 – tn + ...              (o meio produz linhas, que podem ser de emissão, quando o gás é de alta emissividade, ou de absorção, quando o gás é de baixa emissividade, e I_n0 produz o contínuo): In_observado = In₀ + tn . ( J_n / K_n – I_n0 );

3.      t_n ® µ => In_observado = Jn / Kn                   (o meio está em equilíbrio termodinâmico com o corpo negro que emite o espectro contínuo e o espectro resultante é, também, contínuo; o meio absorve completamente I_n0 e emite em função de J_n. Esse tipo de t_n acontece em meios muito densos — condição para Equilíbrio Termodinâmico — e opacos).

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