Em 1802, William Hyde Wollaston (Inglaterra, 1766-1828) observou certas linhas escuras ao longo do espectro solar. Mais tarde (1814-15), Joseph Fraunhofer (Alemanha, 1787-1826), através de uma melhoria da qualidade dos prismas e uma redução nas dimensões do feixe luminoso, descobriu cerca de 600 linhas no espectro solar, tendo mapeado 324 delas, as quais passaram a ser denominadas linhas de Fraunhofer.
Em 1835, o filósofo francês Auguste Comte (França, 1798- 1857), autor do trabalho Cours de Philosophie Positive (Curso de Filosofia Positiva), deu como exemplo de conhecimento permanen- temente inacessível (para o qual a ciência seria sempre incapaz de fornecer informações) a constituição das estrelas (composição química). Entretanto, a explicação para o mistério das linhas escuras começou a ser desvendado.
Em 1859, Gustav Robert Kirchhoff (Alemanha, 1824-1887) em parceria com Robert Wilhelm Bunsen (Alemanha, 1811-1899),
desenvolveu o primeiro espectroscópio e a base experimental para a interpretação dos espectros. Tal estudo levou às experiências que ficaram conhecidas como leis de Kirchhoff da espectroscopia: i. um sólido ou gás denso, quando tornado incandescente, emite
um espectro contínuo com bandas de cores (nenhuma linha); ii. um gás rarefeito incandescente emite um espectro de linhas
brilhantes (nenhum contínuo);
iii. se um gás estiver entre o espectrógrafo e a fonte incandescente temos: a) para o gás mais frio que a fonte, um espectro contínuo atravessado por linhas escuras; b) para o gás mais quente que a fonte, um espectro contínuo atravessado por linhas brilhantes. Dessas experiências resultou que cada elemento produtor de linhas escuras, de absorção, ou brilhantes, de emissão, revela um padrão exclusivo no que diz respeito à distribuição de tais linhas. O problema que decorreu imediatamente a partir dessa constatação era o de determinar uma lei que fornecesse os espaços entre linhas, medidos em unidades de comprimento, para cada elemento.
Estrelas em geral apresentam espectros do tipo (iii.a) acima, pois suas superfícies são mais frias e menos densas do que as regiões mais internas.
Assim, se fosse possível entender a natureza dos espectros estelares, não somente seria possível entender a composição química das estrelas, como também seria possível deduzir os processos físico-químicos sofridos pelos elementos que as constituem.
Cabe observar que espectros estelares são complexos visto que as estrelas contêm uma série de elementos. Além disto, dificuldades técnicas tornavam a arte de analisar espectros, não só um desafio teórico, como um desafio experimental.
Em 1862, o físico sueco Anders Jonas Ångstrom (1814-1874), pioneiro na técnica da espectroscopia, comprovou a presença de hidrogênio no Sol. Em 1868 foi encontrada também no Sol, por vários pesquisadores, uma série de linhas misteriosas que foram atribuídas a um elemento chamado hélio (ηλιον = sol, em grego) e somente em 1895 o hélio foi identificado na Terra.
Em 1863, muitas das linhas escuras nos espectros estelares foram identificadas pela primeira vez, por Sir William Huggins (1824-1910), como linhas de elementos conhecidos na Terra, tais como o hidrogênio, o ferro, o sódio e o cálcio, de tal forma que se chegou à conclusão de que havia uma "certa identidade" entre o material da qual a Terra era formada e os corpos distantes tais como as estrelas "fixas". Os grifos devem-se à reprodução de frases da época, que não cabem mais: hoje se sabe que os elementos são universais e que não há estrelas fixas; apenas objetos extremamente distantes podem ser considerados aparentemente fixos, sendo isto devido ao efeito da distância.20 Por volta de 1895, cerca de 35
elementos já tinham sido identificados no Sol.
A partir da observação das linhas espectrais, principalmente do hidrogênio, por volta de 1860 iniciou-se a chamada classificação espectral. Hoje entendemos que a ideia básica da classificação espectral é que, para uma dada composição química o padrão de linhas de absorção formadas nas camadas mais externas de uma estrela depende da temperatura e da pressão. Grosseiramente, o tipo espectral é uma função da temperatura superficial e a classificação
20 Entretanto, do ponto de vista histórico, cabe ressaltar que, mesmo os pesquisadores que tinham conhecimento da determinação dos movimentos próprios de algumas estrelas e que supunham que "todas" as estrelas "fixas" deveriam de fato apresentar algum movimento se observadas por um período suficientemente longo, continuaram a se referir às estrelas como "fixas" durante algum tempo.
está baseada na intensidade das linhas. Na classificação espectral principal estrelas são designadas pelas letras:
O B A F G K M
em ordem decrescente de temperatura (estrelas tipo O têm maior temperatura do que as tipo M). Nas estrelas M aparecem importan- tes bandas moleculares21 nos espectros, pois são estrelas suficien-
temente "frias" para que moléculas possam existir em suas camadas mais externas. As linhas de hidrogênio são mais intensas nas estrelas do tipo A. Em geral, todo estudante de astronomia aprende a guardar esta ordem de letras com o auxílio da frase em inglês: “Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me”, que pode ser traduzido como: Oh! Seja uma garota legal, beije-me.
As letras passaram a ser subdivididas em até 10 números. Al- gumas letras são numeradas de 0 a 9, mas em algumas outras classes são utilizadas menos subdivisões. Quanto menor o número maior é a temperatura: por exemplo, nesta classificação estrelas B0 são mais quentes que as B2.
Existe uma relação entre as larguras das linhas espectrais, que podem fornecer informações sobre a gravidade superficial e a classe de luminosidade, para um dado tipo espectral.
O Sol é uma estrela do tipo G2V, onde o V indica a classe de luminosidade das chamadas estrelas anãs.
21 Nos átomos, transições de elétrons entre níveis atômicos geram linhas espectrais. Em uma molécula, que é uma união ordenada de átomos, há movimentos de vibração entre os átomos e rotação da molécula em torno de si mesma. Esses movimentos, como no caso atômico, também são quantizados. Portanto, para cada molécula, existem três componentes (transições: atômica, vibracional e rotacional) que geram o que chamamos de bandas moleculares, mais complexas dos que as linhas espectrais atômicas.