Discovering the Universe
Eighth Edition
Discovering the Universe
Eighth Edition
Neil F. Comins • William J. Kaufmann III
© 2008 W. H. Freeman and Company
CHAPTER 4
Introdução
• Conteúdo:
• A origem da radiação eletromagnética
• A estrutura dos átomos • Temperatura das estrelas
• Determinação da composição química
Radiação de corpo negro
• À medida que aquecemos um corpo, a uma determinada temperatura, ele começa a emitir luz visível.
• A primeira cor visível é a vermelha. Se continuarmos a aquecer o corpo, ele fica laranja e mais brilhante.
• Com o aumento gradual da temperatura, o corpo fica amarelo, depois branco e, se não entrar em fusão, ficará azul
• Tanto o brilho quanto o calor emitido pelo corpo aumenta com a temperatura.
• Se a luz emitida por um objeto aquecido passar por uma rede de difração, veremos como a intensidade da luz varia com o seu comprimento de onda (espectro de luz)
• O experimento anterior mostrou que:
• À medida que aquecemos um corpo, ele torna-se mais brilhante, ou seja, a
quantidade de fótons emitidos em todos os comprimentos de onda aumenta.
• O pico de intensidade se desloca para comprimentos de onda menores com o aumento da temperatura.
• Ao absorver energia, o corpo esquenta e re-emite a radiação com uma distribuição que depende apenas de sua temperatura.
• Um corpo ideal como esse é chamado de
corpo negro.
• Assim, a luz recebida de um corpo negro tem apenas a componente emitida por ele mesmo. • Essa radiação é chamada de radiação de
corpo negro.
• A radiação emitida pelo Sol se aproxima bastante da radiação de um corpo negro.
• A quantidade total de radiação emitida por um corpo negro depende apenas da temperatura e da área da superfície do corpo • Entretanto, a intensidade
relativa emitida em diferentes comprimentos de onda depende apenas da temperatura.
• Assim, podemos medir a
temperatura do corpo medindo as intensidades de luz emitidas por esse corpo.
A cor do Sol
• O Sol emite todas as cores.
• O pico de emissão do Sol está entre o azul e o verde.
• Por que não vemos um Sol azul-turquesa?
• Quando a luz do Sol passa pela atmosfera da Terra, ocorre o fenômeno do espalhamento: todos os comprimentos de onda são absorvidos e re-emitidos pelas moléculas da atmosfera. • A intensidade do espalhamento
depende do comprimento de onda da luz: quanto menor o comprimento de onda maior o espalhamento.
A cor do Sol
• Assim, a luz violeta é a mais espalhada pela atmosfera,
seguida do azul, verde, amarelo, laranja e vermelho.
• Como o Sol emite mais fótons azuis do que violeta, o
espalhamento provocado pela atmosfera lhe confere uma cor azul.
• Além disso, o espalhamento faz com que o pico de emissão do Sol observado na superfície da Terra esteja deslocado para o amarelo.
A cor do Sol
• Somado a isso, nossos olhos são mais sensíveis a cor
amarela do que as demais cores. • Portanto, temos a impressão de
A cor do Sol
• Durante o nascer e o pôr do Sol, os fótons atravessam uma
camada mais espessa de ar antes de chegar aos nossos olhos.
• Assim, o espalhamento é mais intenso e os fótons amarelos são mais espalhados que o normal dando uma coloração ao Sol laranja-avermelhado.
A cor do Sol
• Acima da atmosfera, a luz do Sol é tão intensa que satura os cones dos nossos olhos.
• Assim, vemos um Sol branco de brilho intenso.
Análise Espectral
• Em 1814, o físico alemão Joseph vom Fraunhofer
descobriu as linhas espectrais. • Ele ampliou o espectro de luz
do Sol e percebeu que haviam várias linhas escuras.
• Essas linhas ficaram conhecidas como linhas de absorção porque os raios de luz correspondentes foram absorvidos por algum gás entre o Sol e o observador na Terra.
• Fraunhofer contou mais de 600 linhas, mas hoje são conhecidas mais de 30 mil linhas no
Análise Espectral
• Na metade do século XIX, os químicos reproduziram linhas espectrais em laboratório.
• O químico alemão Robert Bunsen inventou um bico de gás que produzia uma chama incolor.
• Quando algum elemento químico era colocado em contato com a chama, esta emitia uma luz com uma determinada cor.
• Gustav Kirchoff sugeriu ao
colega que analisasse o espectro de luz da chama.
Análise Espectral
• O resultado foi um conjunto de linhas espectrais de emissão. • Cada elemento químico, ao
serem colocados em contato com a chama, produzia um padrão único de linhas
espectrais.
• Essa técnica é hoje conhecida como espectroscopia.
Análise Espectral
• Na metade do século XIX, os químicos já haviam identificado as linhas espectrais dos
elementos familiares como
hidrogênio, oxigênio, carbono, ferro, ouro e prata.
• Em 1860, eles identificaram o elemento químico césio (latim
caesium; cinza-azul) como o
responsável pela linha espectral na parte azul do espectro da
água mineral.
• No ano seguinte, foi a vez do rubídio (rubidus; vermelho) identificado na parte vermelha do espectro de um mineral.
Análise Espectral
• O elemento químico hélio (hélios; Sol) foi descoberto a partir de uma nova linha
espectral observada na coroa solar durante um eclipse.
• O hélio só foi descoberto na Terra em 1895, ao ser
identificado em gases obtidos de um composto de urânio.
• Bunsen e Kirchhoff estudaram os espectros produzidos por fontes quentes quando passava através de um gás relativamente mais frio.
Análise Espectral
• Bunsen e Kirchhoff já sabiam que a intensidade do espectro de uma fonte quente era uma radiação de corpo negro: uma curva contínua ao longo de
todos os comprimentos de onda. • Eles fizeram com que a luz
emitida por essa fonte passasse por um gás relativamente mais frio.
• Eles observaram linhas de absorção sobrepostas ao espectro contínuo de corpo negro.
Análise Espectral
• Isto foi o que Fraunhofer
observou no espectro solar. O gás frio nesse caso, são as
atmosferas do Sol e da Terra. • Ao estudarem o espectro da luz
emitida somente pelo gás, eles observaram linhas de emissão contra um fundo escuro (não há um espectro contínuo).
• Eles perceberam que as linhas de emissão produzidas pelo gás ocorrem nos mesmos
comprimentos de onda das linhas de absorção.
• Como cada elemento químico produz um padrão espectral único, os astrônomos podem utilizar as linhas espectrais para determinar a composição química dos astros.
• A figura abaixo mostra uma região espectral do Sol comparado ao espectro de emissão do ferro.
• Podemos observar a presença de ferro gasoso na atmosfera do Sol.
Análise Espectral
• Com o surgimento da fotografia, os espectros puderam ser registrados utilizando dispositivos
chamados de espectrógrafo. • Ele consiste de uma fenda,
espelhos para desviar a luz, uma rede de difração, e uma câmera CCD.
• Uma rede de difração é um pedaço de vidro sobre o qual milhares de ranhuras paralelas são talhadas muito próximas umas das outras (10mil por cm).
• Essas ranhuras difratam a luz quando nela incidem.
Análise Espectral
• Os espectrógrafos são montados no plano focal de um telescópio Nasmyth, Coudé ou Cassegrain. • Os dados espectrais são então
lidos por um computador e um gráfico intensidade x
comprimento de onda é
construído.
• As linhas escuras no espectro colorido aparecem com
depressões no gráfico.
• As linhas brilhantes aparecem como picos.
Análise Espectral
• Leis de Kirchoff
• Um sólido, líquido ou gás denso produz um espectro contínuo (espectro de corpo negro)
• Um gás rarefeito produz um espectro de linhas de
emissão
• A luz de um objeto com
espectro contínuo que passa através de um gás frio
produz um espectro de linhas de absorção.
Átomos e Espectros
• Kirchoff descobriu que os átomos de um gás extraíam luz de comprimentos de onda específicos da luz que passa através do gás.
• Ele também percebeu que o mesmo gás irradia luz com os mesmos comprimentos de onda.
• Nenhuma teoria da época era capaz de explicar tal fenômeno. Somente com o surgimento da física nuclear e da mecânica quântica foi possível explicá-lo.
Átomos e Espectros
• Em 1908, o físico inglês Ernest Rutherford estava estudando a radioatividade de certos elementos químicos.
• Um elemento radioativo se transforma em outro elemento por meio da emissão espontânea de partículas do seu núcleo.
• Rutherford construiu um aparato que direcionava as partículas emitidas para um determinado alvo (uma folha muito fina de ouro). Eles verificaram que quase todas as partículas
atravessavam a folha fina.
• Porém, ocasionalmente uma partícula era refletida diretamente de volta, como se estivesse chocado com algo muito denso.
Átomos e Espectros
• Essa estrutura densa é o que hoje chamamos de núcleo atômico composto de prótons e nêutrons. Em volta do núcleo
encontram-se os elétrons com carga elétrica oposta a dos prótons.
• Assim, a força que mantem os elétrons orbitando o núcleo é uma força de natureza eletromagnética.
• No núcleo atômico os prótons se repelem mutuamente, porém uma outra força fundamental da natureza os mantêm unidos no núcleo: a força forte.
Átomos e Espectros
• São 4 as forças fundamentais da natureza: • Força gravitacional
• Força eletromagnética • Força forte
• Força fraca
• A força fraca está envolvida em alguns decaimentos
radioativos, como a transformação de um nêutron em um próton.
Átomos e Espectros
• O número de prótons no núcleo determina o número atômico do elemento químico. Existem na natureza 92 elementos
químicos naturais. O urânio é o mais massivo com 92 prótons. • Os núcleos atômicos podem conter números diferentes de
nêutrons: o hidrogênio pode conter 0, 1 ou 2 nêutrons no núcleo. São chamados de isótopos de hidrogênio.
• Existem isótopos instáveis: o carbono com 8 nêutrons (14C ;
Átomos e Espectros
• Os isótopos instáveis se
transformam em outros elementos químicos espontaneamente.
• O decaimento de urânio em
chumbo é um processo que pode levar segundos ou bilhões de anos. • Assim, 1kg de urânio vai se
transformando em chumbo ao longo de vários e vários anos. • Definimos a meia-vida de um
isótopo como o intervalo de tempo para que metade da concentração inicial do elemento químico tenha se transformado em outro.
Átomos e Espectros
• Assim, após duas meias-vidas um isótopo é reduzido a ½ x ½ = ¼ de sua concentração inicial.
• O carbono 14 tem meia vida de 5.730 anos. Assim, ele é útil apenas para intervalos de tempo menores que 100.000 anos.
• Utilizando técnicas como essa em rochas trazidas pela Lua, os
geólogos determinaram que essas rochas foram formadas a 4,5
bilhões de anos atrás.
• Aplicando a mesma técnica a meteoritos encontrados na Terra, os astrônomos descobriram que eles se formaram a 4,62 bilhões de anos atrás.
Átomos e Espectros
• Os átomos possuem o mesmo número de elétrons e prótons tornando-os neutros.
• Os astrônomos representam átomos neutros pelo seu
símbolo seguido do numeral romano I: H I, Fe I, ...
• Quando o átomo está ionizado representamos da seguinte
maneira:
• Fe II (uma vez ionizado) • Fe III (duas vezes ionizado) • FeIV (três vezes ionizado) ...
Átomos e Espectros
• Assim como os fótons, os
prótons, nêutrons e elétrons se comportam como onda e
partícula.
• Devido ao seu comportamento ondulatório, os elétrons só
podem ocupar certas órbitas nos átomos.
• Cada órbita permitida do
elétron tem uma energia bem definida associada a ela. Cada átomo e molécula têm um
Átomos e Espectros
• Assim, considere o átomo mais simples do universo:
hidrogênio.
• Na figura ao lado vemos os níveis de energia associados as órbitas eletrônicas no átomo de hidrogênio.
• Em geral, o elétron se encontra na órbita de mais baixa energia chamada de estado fundamental (n = 1).
• Se o elétron estiver numa órbita mais energética, dizemos que ele está em um estado excitado.
Átomos e Espectros
• O elétrons podem saltar de órbita ao absorverem ou emitirem fótons.
• Entretanto, para saltar para um nível mais energético o elétrons tem que absorver um fóton cuja energia corresponda a diferença de energia entre os níveis.
• Por exemplo: se um elétron estiver no estado fundamental, para saltar para o primeiro
estado excitado deve absorver um fóton com energia de 10,2 eV, que corresponde a diferença de energia entre esses dois
Átomos e Espectros
• Elétrons em estados excitados são instáveis. Quando os
átomos perdem energia, os elétrons decaem para níveis mais baixos de energia
emitindo um fóton cujo comprimento de onda
corresponde a diferença de energia entre os estados.
• Assim, os fótons emitidos têm o mesmo conjunto de
comprimentos de onda que os fótons absorvidos criando
espectros de linhas de emissão. Além disso, os fótons são
Movimento próprio
• Em 1842, Christian Doppler, descobriu que o comprimento de onda da luz era afetado pelo
movimento da fonte.
• Se a fonte que emite luz se
aproxima de você, o comprimento de onda é menor do que se a fonte estivesse parada.
• Se a fonte se afasta de você então o comprimento de onda medido é maior.
• Assim, se as linhas espectrais de uma estrela estiverem deslocadas para o azul do espectro então
sabemos que a estrela está se movendo na nossa direção.
