Espectroscopia

Luz visível

A luz visível do infravermelho ao ultravioleta, é apenas uma pequena gama de vibrações do espectro eletromagnético, no entanto, tem uma importância especial, pois é a principal informação levou-nos no nosso ambiente.
Joseph von Fraunhofer foi primeiro para observar em 1814 na luz visível do espectro solar, as linhas chamadas « linhas de Fraunhofer ». Este físico eoftalmologista alemão nasceu 06 de marco de 1787 em Straubing, Baviera, e morreu em Munique em 7 de junho de 1826, ele inventou o espectroscópio em 1815 e foi o primeiro a estudar a difração da luz, utilizando redes ópticas (difração de Fraunhofer).
Neste momento, não sabemos a razão para a presença de linhas de Fraunhofer no espectro de luz visível. Foi só muito mais tarde, em 1860, Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) e Gustav Kirchhoff Robert (1824-1887) descobriu que as linhas espectrais da luz emitida por um corpo incandescente, são uma assinatura de identificação este corpo.
Ao observar o espectro da luz solar, eles reconhecem vários elementos químicos encontrados na Terra, cuja, césio e rubídio. Por isso, o Sol contém os mesmos elementos químicos que a Terra, é uma surpresa.
A história da luz passa através de uma série de marcos em física, Christian Huygens e sua teoria ondulatória em 1678, experiência de Young, em 1801, as linhas de Fraunhofer em 1814, a difração de Fresnel, em 1815, que descreve a natureza ondulatória da luz, o espectro solar de Bunsen e Kirchhoff em 1850, o eletromagnetismo de Maxwell, em 1864, a linha amarela desconhecido de hélio, em 1895, a Max Planck (1900) e Albert Einstein (1905) para a natureza corpuscular da luz.

Imagem: aglomerado globular Omega Centauri, tirada pelo Telescópio Espacial Hubble Wide Field Camera 3 (WFC3), em 2009. A cor utilizada para classificar as estrelas de acordo com o seu tipo espectral (que está relacionada com a temperatura da estrela). O tipo gama espectral vai do mais violeta ao mais vermelho, isto é, de mais quente ao mais fria e são classificadas pelas as letras O B A F G K M. As estrelas O e B são azul a olho nu, as estrelas A são brancos, as estrelas F e G são amarelas, as estrelas K são laranja, as estrelas M são vermelhos.
Crédito imagem: NASA, ESA, e Hubble SM4 ERO Team.

Imagem: Selo alemão comemora o 200 º aniversário do nascimento de Fraunhofer (Alemanha, 1987). O espectro emitido por um átomo quando é aquecido, é discreto, que contém apenas alguns raios. Em seguida, aparece listras coloridas (linhas de emissão) em um fundo preto. Por outro lado, a luz do sol branco parcialmente absorvida (linhas de absorção) por os átomos aquecidos, mostra em menor intensidade de luz para os mesmos comprimentos de onda que esses comprimentos de emissão. Após a dispersão da luz absorvida, parece listras escuras ou pretas sobre um fundo iridescente (espectro de Fraunhofer, acima). Estas propriedades das moléculas e átomos são visíveis, não só no espectro visível, mas também em toda a radiação de ondas de rádio a ondas gama.

Espectroscopia para entender o Universo

Espectroscopia fornece informações sobre a natureza do nosso universo e nos traz uma série de informações surpreendentes, além das nossas expectativas. Já com a cor, propriedade da luz, uma certa quantidade de informação é obtida. Por exemplo, as estrelas azuis são jovens e quentes, estrelas vermelhas são mais velhos, com menos massa e muito menos quentes, é o mesmo para as galáxias, alguns são geralmente azul e assim podemos deduzir as suas idades. Muito mais informação é recolhida pelo estudo do espectro eletromagnético. Espectroscopia é a análise do espectro de luz visível ou não, isto é, toda a radiação, a partir de ondas de rádio a ondas gama. Ao analisar a luz que nos chega de um objeto celeste depois difração, linhas de emissão e linhas de absorção são observadas. As linhas de emissão e linhas de absorção refletem os níveis de energia dos átomos e, portanto, os próprios átomos, presentes em camadas cruzadas pela luz. Linhas de emissão são as linhas de cores no fundo preto, emitidas pelo objeto observado quando as linhas de absorção são as listras pretas no fundo iridescente, portanto as cores absorvida por objetos atravessados pela luz. Assim, as linhas de emissão são apresentadas inversamente aos raios de absorção .
Os cientistas podem assim reconstituir a composição química e mesma a quantidade de elementos materiais do objecto analisado. Estrelas, galáxias, nebulosas, quasares, nuvens de gás e poeira interestelar são todos os objetos analisados ​​por espectroscopia.
A espessura da linha de absorção ou emissão nos indaga sobre a abundância do elemento "mais a linha é grossa mais há elementos".
Objetos distantes, podemos deduzir o seu movimento através do efeito Doppler Fizeau (1842). Quando a estrela está se aproximando as linhas de emissão de observação será ligeiramente em direção ao azul, quando a estrela está longe, raios serão desvio para o vermelho. Este é o mesmo fenômeno que é observado com o som, quando ambulância passa, o som da sirene é crescentemente grave se afastando de nós. Graças a esse fenômeno, podemos observar uma ligeira mudança de uma estrela quando uma exoplaneta passa em frente a ela. Esta observação revela a assinatura da presença de um exoplaneta orbitando uma estrela. Para além da sua presença pode-se deduzir a sua massa, a velocidade, a órbita,...). Ao medir o deslocamento das linhas espectrais de uma estrela você pode medir seu campo gravitacional, pela relatividade geral é sabido que existe uma mudança gravitacional de linhas espectrais, proporcional à massa do corpo e à seu raio, é usado para analisar as anãs brancas, mais o corpo é massivo mais o desvio é importante.

Quando um produto químico é atravessada por uma luz branca, o espectro de cores que nos chega depois difracção, tem constituído por linhas pretas, isto é as linhas de absorção características dos elementos químicos. Estas linhas são a assinatura dos elementos químicos, atravessados pela luz. Podemos, assim, conhecer a composição química de uma estrela, porque a luz branca, resultante da sua photosphere, atravessa os iões presentes no sua atmosfera.
Para um mesmo elemento, as linhas de absorção correspondentes às linhas de emissão (ver dois espectros de lítio na parte inferior da imagem à direita). Um elemento químico absorve as radiações que é capaz de emitir, e, por conseguinte, as linhas de absorção e emissão têm o mesmo comprimento de onda. As linhas pretas no espectro de absorção do lítio correspondem com linhas coloridas do seu espectro de emissão.
Com a espectroscopia somos capazes de reconstruir a curva de rotação de uma galáxias. Em uma galáxia, as estrelas estão concentrados em direção ao centro e seria de esperar que a velocidade das estrelas a partir da borda da galáxia é menor, mas isso não é o que se observa em espectroscopia, velocidade continua a ser o mesmo o que confirma a presença de materia desconhecida (preto).
Espectroscopia também é utilizada na observação as erupções de raios gama. As erupções de raios gama são radiações de alta energia, flashes que duram um tempo muito curto, de alguns segundos, mas o é suficiente para obter um flash visível, muito baixo, mas cujo espectro fornece informações sobre os elementos de assinatura da estrela. Isto permite usar esses objetos como sondas para ver o que o Universo parecia em sua juventude. Com a espectroscopia, agora sabemos a composição química do universo distante. Identificamos as linhas e que são atribuídos a certos átomos o que nos permite dizer que as leis, as constantes e os elementos químicos são os mesmos em todo o universo observável.
Muitas outras informações foram confirmadas pela espectroscopia como a medida da temperatura do fundo de micro-ondas que é de 2,7 ° K, e, no passado, o universo era mais quente. Espectroscopia não é usada no intervalo visível do espectro electromagnético, que também é aplicado em domínios da baixa energia (ondas de rádio), para altas energias (onda X, gama).

N.B.: Difração é o comportamento das ondas quando se deparam com um obstáculo que não é completamente transparente. A densidade da onda não é preservada e a onda é difundido pelos pontos do objecto. Difração é o resultado da interferência das ondas transmitidas por cada ponto.

Imagem: o espectro de luz visível na gama do infravermelho ao ultravioleta, corresponde a comprimentos de onda de 400 nm no violeta a 800 nanómetros no vermelho, isto é 4x10^-7 à 8x10^-7 m . Entre comprimento de onda (λ) e frequência (ν) é a seguinte relação : ν = c / λ em que c é a velocidade da luz é de cerca de 300 000 m / s. No espectro electromagnético de luz visível de azul para magenta, cada cor é um raoi de luz visível que é associada uma magnitude chamado comprimento de onda. Um conjunto de raios separados de acordo com seu comprimento de onda é chamado espectro. A luz branca do Sol decomposta em um céu do arco-íris ou dispersada por um prisma forma um espectro contínuo, porque todas as cores estão presentes. A menor frequência nas ondas milimétricas "se vê" as moléculas, um grande número de linhas nos dizer sobre a presença de moléculas, no entanto 40% das linhas não têm equivalência com moléculas terrestres. Estas são as linhas proibidas de certas espécies atômicas ou moleculares. Uma linha de transição proibida é uma linha espectral emitida por átomos efectuando transições de energia normalmente não permitidas pelas regras de seleção da mecânica quântica.

Espectroscopia moderna

Em 1814, Fraunhofer medida 570 linhas pretas na radiação solar composto por todas as cores do arco-íris. Espectroscopia moderna pode detectar milhares de outras linhas, que são o máximo de informações sobre a fonte observada, devido à decomposição da sua luz. A maioria do nosso conhecimento do Sol vem da informação espectral. As linhas de emissão e de absorção reflectem os níveis de energia dos átomos presentes nas camadas atravessadas pela luz.
Por que há tantas linhas de emissão no espectro solar?
Todos os elementos químicos da tabela periódica presentes na Terra, também estão presentes na superfície do Sol, na sua atmosfera chamada photosfera. Todos os elementos, mas também todos os isótopos, estáveis ​​ou não, de cada elementos irá gerar uma linha no espectro.
Cada elemento químico tem isótopos, este propriedade nuclear que é dependente do número de protões. Por exemplo, o ferro 56 (26 prótons e 30 nêutrons), que é o nuclide estável o mais pesado a partir nucleossíntese estelar tem mais de vinte isótopos (Fe 54, Fe 55, Fe 56, Fe 57, Fe 58, Fe 59, Fe 60,...). Além disso, no forno solar todos os átomos são ionizados, cada ião de ferro (Fe +, Fe2 +, Fe3 +,...) representa uma espécie química diferente, porque carga eléctrica é diferente. Todos os iões irão gerar raios de absorção diferentes em espectro solar, quando são atravessados pela luz do centro do Sol.

Em resumo, no espectro solar pode ser visto, todas as linhas de todos os níveis de energia de todos os iões, de todos os átomos, de todas as moléculas que podem ser montados em nucleosíntese estelar. 40% das linhas não foram identificados. Estas são as linhas proibidas em certas espécies atômicas ou moleculares. A informação obtida na análise dos espectros é muito rico e existe uma ligação definitiva entre espectroscopia e os átomos e as moléculas do mundo material. Graças às propriedades da luz, a materia revela as suas assinaturas em todo o universo e eles são idênticos (reconhecíveis), mesmo após a passagem do tempo.


N.B.: Cada átomo é formado por prótons e elétrons. A energia do elétron no repositório pode levar vários valores discretos, chamados níveis de energia. Quando um electrão se move de um nível elevado a um nível inferior, emite um fotão cuja energia é igual à diferença de energia entre os dois níveis. Assim, a luz emitida tem um valor discreto. Isso é o que chamamos um espectro. Isto permite descrever o átomo como a emissão e absorção de uma quantidade determinada de energia quantizada (um fotão). A linhea de transição proibida é uma linha espectral emitida por átomos que efectuam transições de energia normalmente não permitidas pelas regras de seleção da mecânica quântica.

Imagem: Cada elemento tem uma série de linhas no espectro eletromagnético. O espectro da radiação emitido pelo elemento não é contínuo e muitas linheas representam o elemento químico é sua assinatura. Aqui o espectro do Sol, numa escala de comprimento de onda, da esquerda para a direita e de baixo para cima, ao longo de cada tira. Cada uma das 50 ranhuras cobre 60 angstroms, por um espectro completo sobre todo o alcance visual de 4000 a 7000 angstroms.
Imagem criada a partir de um atlas digital (Junho de 1984) com o espectrômetro por transformada de Fourier a instalação solar McMath-Pierce National Solar Observatory à Kitt Peak, Arizona.