Leis de Kirchhoff e espectros estelares

Como os espectros são formados

Outra lição explica como é que um espectro único de uma estrela é formado graças à sua composição particular. Caso você não tenha assistido ao vídeo, não se preocupe; Vou te dar um rápido resumo de tudo.

Um fóton será absorvido ou emitido quando o elétron de um átomo fizer a transição de um nível de energia para outro. O comprimento de onda preciso do fóton que é absorvido e emitido depende da diferença real de energia entre os dois níveis de onde o elétron salta. Uma linha espectral é formada quando isso acontece e representa o salto de um elétron entre dois níveis de energia específicos.

Combinações de linhas encontradas no espectro de uma estrela são uma pista para os elementos encontrados em uma estrela, algo semelhante a uma linha de código de barras sendo vinculada a um produto específico, ou marcas de impressão digital sendo vinculadas a uma única pessoa. Isso porque cada átomo único produzirá linhas espectrais diferentes.

Graças à compreensão de tudo isso, os cientistas foram capazes de resumir as complexidades de como os espectros são formados em três leis: Leis de Kirchhoff. Essas leis apontam para diferentes tipos de espectros, que iremos definir.

Um Espectro Contínuo

A Primeira Lei de Kirchhoff afirma que um sólido quente, líquido ou gás denso produz um espectro contínuo. Um espectro contínuo é um arranjo completo de cores, como o do arco-íris, desprovido de linhas espectrais. Um exemplo que pode mostrar isso seria algo como uma lâmpada incandescente. Se você pegasse uma lâmpada dessas, ligasse-a e passasse sua luz por um prisma, obteria esse belo arco-íris de cores completo – é um espectro contínuo, simples assim.

Um espectro de linha de emissão

A Segunda Lei de Kirchhoff afirma que um gás fino e quente produz um espectro de linha de emissão. Um espectro de linha de emissão é um espectro com linhas espectrais brilhantes justapostas contra um fundo escuro. Um exemplo disso seria uma placa usando um gás, como o néon, para uma placa de néon.

Basicamente, um gás excitado, neste caso o néon, emitirá fótons de seus átomos excitados. Esses fótons saem como linhas brilhantes de um comprimento de onda específico exclusivo do átomo que os está produzindo, em um espectro de linha de emissão. Por causa dessas linhas brilhantes, os espectros da linha de emissão também são conhecidos como espectros de linha brilhante.

Um espectro de linha de absorção

A Terceira Lei de Kirchhoff , a mais importante para nossa lição sobre o espectro estelar, nos diz que um gás frio fino, na frente de uma fonte de espectro contínuo, formará um espectro de linha de absorção. Um espectro de linha de absorção refere-se a linhas espectrais escuras intercaladas em um espectro contínuo. Para um determinado gás, as linhas escuras de seu espectro de absorção aparecerão nos mesmos comprimentos de onda que as linhas brilhantes desse mesmo gás em seu espectro de emissão.

Nesse caso, é como se nossa lâmpada, da primeira lei, agora estivesse envolta por uma nuvem de gás. Os átomos desse gás irão absorver fótons de comprimentos de onda específicos para cada tipo de gás. Como esses fótons são absorvidos, seus comprimentos de onda estão faltando no espectro, criando linhas escuras. É por isso que os espectros da linha de absorção também são chamados de espectros da linha escura.

Juntando tudo

O que as leis de Kirchhoff significam, quando colocadas juntas, é que se a luz branca passar por um gás, os átomos desse gás irão absorver comprimentos de onda específicos da luz branca. Se você usasse um prisma ou espectrógrafo e observasse a luz diretamente, obteria um espectro contínuo produzido por essa luz, mas que está faltando certos comprimentos de onda porque o gás que circunda essa luz está absorvendo comprimentos de onda específicos devido aos átomos no gás.

No entanto, os átomos excitados (aqueles que absorveram um fóton) são instáveis e, eventualmente, irradiam luz exatamente com o mesmo comprimento de onda que absorveram em todas as direções. Isso significa que quem não está olhando para a luz envolvida pelo gás de frente, alguém em um ângulo oblíquo, receberá apenas os comprimentos de onda da luz irradiada e dispersa pelo gás, e nada mais. Isso criará um espectro com um fundo escuro, mas com linhas brilhantes específicas para comprimentos de onda irradiados pelo gás.

Os espectros da linha de emissão ou linha de absorção vistos de uma nuvem de gás também dependem de coisas como a temperatura. Por exemplo, as linhas de absorção serão vistas se o fundo for mais quente que o gás. Por outro lado, se o fundo for mais frio do que o gás, as linhas de emissão serão vistas. Portanto, não se trata apenas de luz, mas também de temperatura.

Além disso, só porque as linhas espectrais de um elemento estão faltando em um espectro, isso não significa necessariamente que o elemento está realmente faltando em um objeto, como nosso sol. Isso ocorre porque se a temperatura não for apenas certa, certa o suficiente para excitar átomos a níveis de energia que produzem linhas espectrais que podemos ver, eles não serão mostrados em um espectro, apesar da presença do átomo no sol.

Um entendimento completo das linhas espectrais, como elas se relacionam com a temperatura, física e assim por diante, está muito além do escopo desta lição. Mas basta dizer que, quando os astrônomos levaram tudo isso em consideração, eles descobriram que quase todas as estrelas, incluindo o nosso sol e a maior parte da matéria em nosso universo, é composta de 91% de hidrogênio e 8,9% de hélio.

Resumo da lição

Resultados de Aprendizagem

Esta lição deve ensinar você a:

Resuma como os espectros de estrelas são formados
Parafraseando as três leis de Kirchhoff
Explique como a temperatura pode afetar as linhas espectrais de uma estrela