Muitas das informações que você obtém sobre o universo vêm da radiação eletromagnética, ou luz, que você recebe de lugares distantes no universo. É analisando essa luz que você pode determinar a composição das nebulosas, por exemplo. As informações obtidas a partir dessa radiação eletromagnética vêm na forma de espectros, ou padrões de luz.
Esses padrões são formados por causa da mecânica quântica, que dita que os elétrons que orbitam os átomos só podem ter energias específicas. Este conceito pode ser entendido usando oModelo Bohrdo átomo, que representa o átomo como elétrons orbitando em torno de um núcleo central em níveis de energia muito específicos.
Radiação eletromagnética e fótons
Nos átomos, os elétrons só podem ter valores de energia discretos, e o conjunto particular de valores de energia possíveis é único para cada elemento atômico. Os elétrons podem se mover para cima e para baixo no nível de energia, absorvendo ou emitindo um fóton de uma forma muito específica comprimento de onda (correspondendo a uma quantidade específica de energia igual à diferença de energia entre o níveis).
Como resultado, os elementos podem ser identificados por linhas espectrais distintas, onde as linhas ocorrem nos comprimentos de onda correspondentes às diferenças de energia entre os níveis de energia atômica do elemento. O padrão das linhas espectrais é único para cada elemento, o que significa que os espectros são uma forma eficaz deidentificando elementos, especialmente de longa distância ou em quantidades muito pequenas.
Os espectros de absorção são obtidos bombardeando um elemento com luz de muitos comprimentos de onda e detectando quais comprimentos de onda são absorvidos. Os espectros de emissão são obtidos aquecendo o elemento para forçar os elétrons a estados excitados e, em seguida, detectar quais comprimentos de onda de luz são emitidos conforme os elétrons voltam para estados de energia mais baixos. Esses espectros geralmente serão o inverso um do outro.
Espectroscopia é como os astrônomos identificam elementos em objetos astronômicos, como nebulosas, estrelas, planetas e atmosferas planetárias. Os espectros também podem dizer aos astrônomos a rapidez com que um objeto astronômico está se afastando ou se movendo em direção à Terra, e em quanto o espectro de um determinado elemento é alterado para vermelho ou azul. (Esta mudança do espectro é devido ao efeito Doppler.)
Para encontrar o comprimento de onda ou frequência de um fóton emitido ou absorvido por meio de uma transição do nível de energia do elétron, primeiro calcule a diferença de energia entre os dois níveis de energia:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Essa diferença de energia pode então ser usada na equação para a energia do fóton,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
onde h é a constante de Planck, f é a frequência e λ é o comprimento de onda do fóton sendo emitido ou absorvido, ec é a velocidade da luz.
Espectros de absorção
Quando um espectro contínuo incide sobre um gás frio (de baixa energia), os átomos desse gás absorvem comprimentos de onda específicos de luz característicos de sua composição.
Pegando a luz que sai do gás e usando um espectrógrafo para separá-la em um espectro de comprimentos de onda, linhas de absorção escuras aparecerão, que são linhas onde a luz daquele comprimento de onda não foi detectou. Isso cria umespectro de absorção.
A localização exata dessas linhas é característica da composição atômica e molecular do gás. Os cientistas podem ler as linhas como um código de barras, dizendo-lhes do que o gás é composto.
Espectros de Emissão
Um gás quente, em contraste, é composto de átomos e moléculas em um estado excitado. Os elétrons nos átomos desse gás saltarão para estados de energia mais baixos à medida que o gás irradia seu excesso de energia. Ao fazer isso, comprimentos de onda de luz muito específicos são liberados.
Ao pegar essa luz e usar espectroscopia para separá-la em um espectro de comprimentos de onda, as linhas de emissão brilhantes aparecem apenas nos comprimentos de onda específicos correspondentes aos fótons emitidos quando os elétrons saltaram para reduzir a energia estados. Isso cria um espectro de emissão.
Assim como com os espectros de absorção, a localização exata dessas linhas é característica da composição atômica e molecular do gás. Os cientistas podem ler as linhas como um código de barras, dizendo-lhes do que o gás é composto. Além disso, os comprimentos de onda característicos são os mesmos para ambos os tipos de espectros. As linhas escuras no espectro de absorção ficarão nos mesmos lugares que as linhas de emissão no espectro de emissão.
Leis de análise espectral de Kirchoff
Em 1859, Gustav Kirchoff resumiu os espectros em três regras sucintas:
Primeira Lei de Kirchoff:um sólido luminoso, líquido ou gás de alta densidade produz um espectro contínuo. Isso significa que ele emite luz de todos os comprimentos de onda. Um exemplo ideal disso é chamado de corpo negro.
Segunda Lei de Kirchoff:Um gás quente de baixa densidade produz um espectro de linha de emissão.
Terceira Lei de Kirchoff:Uma fonte de espectro contínua vista através de um gás frio de baixa densidade produz um espectro de linha de absorção.
Radiação de corpo negro
Se um objeto está a uma temperatura acima do zero absoluto, ele emite radiação. Um corpo negro é o objeto ideal teórico que absorve todos os comprimentos de onda da luz e emite todos os comprimentos de onda da luz. Ele emitirá diferentes comprimentos de onda de luz em diferentes intensidades, e a distribuição de intensidades é chamada de espectro do corpo negro. Este espectro depende apenas da temperatura do corpo negro.
Fótons de comprimentos de onda diferentes têm energias diferentes. Para um espectro de corpo negro ter uma emissão de alta intensidade de um determinado comprimento de onda significa que ele emite fótons dessa energia em particular em uma taxa alta. Essa taxa também é chamada defluxo. O fluxo de todos os comprimentos de onda aumentará conforme a temperatura do corpo negro aumenta.
Muitas vezes é conveniente para os astrônomos modelar estrelas como corpos negros. Embora isso nem sempre seja preciso, muitas vezes fornece uma boa estimativa da temperatura da estrela, observando qual o comprimento de onda do pico do espectro do corpo negro da estrela (o comprimento de onda da luz que é emitida com o mais alto intensidade).
O pico do espectro de um corpo negro diminui em comprimento de onda à medida que a temperatura do corpo negro aumenta. Isso é conhecido como Lei do Deslocamento de Wien.
Outra relação importante para os corpos negros é a Lei Stefan-Boltzmann, que afirma que o total a energia emitida por um corpo negro é proporcional à sua temperatura absoluta levada à quarta potência: E ∝ T4.
Série de Emissão e Absorção de Hidrogênio
As linhas no espectro do hidrogênio são freqüentemente divididas em "séries" com base no nível de energia mais baixo em sua transição.
A série Lyman é a série de transições de ou para o estado de energia mais baixo, ou estado fundamental. Os fótons correspondentes a essas transições tendem a ter comprimentos de onda na parte ultravioleta do espectro.
A série Balmer é a série de transições de ou para o primeiro estado excitado, um nível acima do estado fundamental. (No entanto, não conta a transição entre o estado fundamental e o primeiro estado excitado, pois essa transição é parte de a série de Lyman.) Os fótons correspondentes a essas transições tendem a ter comprimentos de onda na parte visível do espectro.
As transições para ou do segundo estado excitado são chamadas de série Paschen, e as transições para ou do terceiro estado excitado são chamadas de série de Brackett. Essas séries são muito importantes para pesquisas astronômicas, pois o hidrogênio é o elemento mais comum no universo. É também o elemento primário que compõe as estrelas.