Espectroscopia e as cientistas pioneiras

A espectroscopia é um campo de estudo que possibilita a análise de elementos químicos, inclusive em estrelas. Foi através da espectroscopia que descobrimos que o Sol -e demais astros- possuem átomos em comum com a Terra, apesar de serem em proporções vastamente diferentes. Por possibilitar a identificação dos elementos que compõem as estrelas, a espectroscopia constitui uma das fundações da astronomia, astrofísica e astrobiologia, uma vez que todas essas ciências têm forte dependência da dinâmica estelar.

A criação da espectroscopia deu-se com ninguém menos do que Isaac Newton, em seu famoso experimento no qual utilizava um prisma para decompor a luz branca nas cores do arco íris. Apesar do uso do prisma na captura de luz solar exibir as cores do vermelho ao violeta, o espectro não é considerado contínuo (completo), uma vez que há certas cores “faltando”. Cada tonalidade de cor que enxergamos corresponde a um comprimento de onda específico. O vermelho, por exemplo, tem comprimentos de onda dentro do intervalo de 620 nm até 750 nm, sendo que os menores comprimentos de onda tendenciam a cor laranja (veja a foto 2 para o intervalo de todos os comprimentos de onda da luz visível). A falta de certas cores indica a ausência de radiação com os comprimentos de onda correspondentes. O prisma não é uma ferramenta muito apurada para a percepção tão sútil da ausência de alguns poucos comprimentos de onda. Por volta de 1814, ótico Joseph von Fraunhofer trouxe a invenção do espectroscópio e da grade de difração (veja as fotos 3 E 4), dois instrumentos muito mais precisos do que o simples prisma. Tais ferramentas possibilitaram evidenciar, na análise da luz solar, que o espectro solar possui falta de certas cores. As fotos 5 e 6 mostram o espectro contínuo (com todas as tonalidades de cor) e o espectro da luz solar (com certas tonalidades de cor ausentes), respectivamente.

Em 1859 que os químicos alemães Gustav Kirchoff e Bunsen usaram um espectroscópio para analisar as cores geradas na queima de diferentes elementos. Os químicos perceberam que cada elemento gerava uma “luz” de comprimento de onda específico. Alguns desses comprimentos de onda correspondiam com as cores ausentes do espectro solar. Notando que os comprimentos de onda outrora ausentes de fato existem, a única inferência razoável para as linhas escuras do espectro solar seria que os elementos que compõe o Sol absorvem algumas radiações com comprimentos de onda específicos. A explicação do porquê da “absorção seletiva” dos elementos viria no início do século XX, com o modelo atômico de Niels Bohr.

Em seu modelo atômico Bohr postulou que elétrons seriam encontrados em órbitas (níveis de energia) específicos ao redor do núcleo do átomo. No modelo de Bohr, os elétrons das camadas de valência podem transitar entre os níveis de energia ao absorverem radiações com energias específicas. Dada a absorção, o elétron irá para um nível posterior de energia e, após algum tempo, retornará para seu nível inferior de energia, emitindo um fóton no processo de energia correspondente a transição. Esse processo de absorção e emissão de fótons caracteriza os espectros de absorção e emissão, respectivamente. As fotos 7, 8 e 9 mostram a formulação matemática constituinte do espectro de emissão para o átomo de hidrogênio. A foto 10 mostra os espectros de absorção e emissão em contraste com o contínuo.

A educação científica até o início do século XX era injusta, tendo em vista que as mulheres eram, no geral, restringidas da comunidade científica. Na época, o observatório de Harvard era dirigido por Edward Pickering, o qual tinha uma equipe de mulheres cientistas trabalhando extensivamente durante vários anos na catalogação dos espectros estelares. A partir de chapas fotográficas as cientistas analisavam o espectro de cada estrela e as classificam de acordo com o sistema de classificação da astrônoma integrante da equipe, Annie Jump Cannon. O sistema de Cannon classifica as estrelas de acordo com a temperatura destas, uma vez que a análise espectroscópica do brilho das estrelas permite a determinação de suas temperaturas. Os tipos de estrelas são diferenciados pelas letras associadas, O-B-A-F-G-K-M. Tendo levado quase quatro décadas para ser concluído, o chamado “Catálogo Henry Draper” foi um sucesso. Apesar do feito incrível, o devido reconhecimento pelo trabalho extraordinário das cientistas não aconteceu.

Apesar das complicações sociais da época e motivada por sua paixão pela ciência, Cecília Payne foi aceita em Harvard, migrando da Inglaterra para os Estados Unidos. Ao se estabelecer no observatório, Cecília foi acolhida pelo grupo das cientistas. Cecília Payne, em suas pesquisas, conseguiu associar uma interpretação ao extenso trabalho de catalogação. Segundo a astrônoma, o espectro de cada estrela prediz o quão quente ela está. A classificação O-B-A-F-G-K-M seria, portanto, uma “escala de temperatura” das estrelas, sendo as tipo O as mais quentes e as tipo M as mais frias. Pela análise espectroscópica, Payne concluiu que deveria haver cerca de 1 milhão de vezes mais hidrogênio e hélio no Sol metais. Esse pensamento foi contra a pragmática da época, que dizia que o Sol era composto pelos mesmos elementos da Terra em proporções semelhantes (pensava-se que se o núcleo terrestre fosse aquecido suficientemente, a Terra se tornaria um “mini-Sol”). Por conta da divergência de pensamentos, a proposta de Cecília foi amplamente rejeitada. Apenas alguns anos mais tarde ela foi reconsiderada, sendo classificada como correta.

Os esforços de Cecília Payne e das cientistas do observatório de Harvard marcou a fundamentação de diversas áreas da ciência, incluindo a química e a física. A literatura proveniente do trabalho de Payne se tornaria o mais absoluto clássico da astronomia, possibilitando que entendêssemos um pouco mais sobre o funcionamento das estrelas.

Apesar de termos dado ênfase na espectroscopia óptica, isto é, a análise correspondente a faixa do espectro visível, a espectroscopia envolve o estudo geral do espectro eletromagnético, através dos fenômenos de absorção e emissão. Um exemplo de outra “modalidade” é a espectroscopia de raios-X.

Foto 1: Cecília Payne

Foto 2: Intervalo do espectro da luz vísivel

Foto 3: Espectroscópio

Foto 4: Grade de difração

Foto 5: Espectro contínuo

Foto 6: Espectro solar correspondente à porção visível do espectro

Fotos 7, 8 e 9: Quantificando a espectroscopia

Foto 10: Espectro de absorção e emissão

Material de referência:

Cosmos: A Spacetime Odyssey

Física para cientistas e engenheiros volume III (Paul Tipler e Gene Mosca)

50 ideias de astronomia que você precisa conhecer (Giles Sparrow)

Astrofísica para apressados (Neil deGrasse Tyson)