Espectroscopia

Espectroscopia

1. 1.Cor e temperatura das fontes de radiação visível

   • Os átomos, os íons e as moléculas de qualquer corpo cuja temperatura esteja acima do zero absoluto vibram em diversas intensidades, e a oscilação regular dessas partículas gera ondas eletromagnéticas. Corpos à temperatura ambiente são emissores de radiação infravermelha, imperceptível a nossos olhos. Já corpos com altas temperaturas emitem radiação eletromagnética com comprimentos de onda mais curtos (ou frequências mais altas), atingindo a região do visível e até do ultravioleta, por isso se tornam fonte de luz visível. 
   • Espectro da radiação térmica
   • Quanto menor o comprimento de onda , maior a temperatura correspondente, e vice-versa.
     • O físico alemão Wilhem Wien quantificou essa relação entre comprimento de onda e temperatura com a seguinte equação
       • Nela , o valor 2,9*10^-3•m é a constante de dispersão de Wien , o comprimento de onda (lambda) é medido em m (metro) e a temperatura superficial T , em K (Kelvin). Essa expressão ficou conhecida como LEI DO DESLOCAMENTO DE WIEN.
       • Corpo Negro
         • Corpo negro é um corpo ideal que absorve toda a radiação térmica incidente. É, portanto, um absorvedor perfeito, uma vez que seu poder de absorção é igual a 1. Ainda que seja uma idealização, há diversas formas de obtermos corpos com comportamentos semelhantes ao de um corpo negro. Por exemplo, podemos revestir um corpo qualquer com uma camada irregular de pigmentos pretos.
         • Como, emissividade e absorvidade são iguais, de acordo com a lei de Kirchhoff, um corpo negro também terá emissividade igual a 1. Desse modo, além de um absorvedor ideal, um corpo negro é também um emissor ideal.
       • • O gráfico apresenta a intensidade da radiação emitida por um corpo negro em função do comprimento de onda em determinada temperatura.
     • Lei de Stefan-Boltzman
       • Foi descoberta pelo físico austríaco Joseph Stefan (1835-1893) e deduzida teoricamente pelo físico austríaco Ludwig Eduard Boltzmann (1844-1906).Segundo esta lei, a energia radiante total que emite um corpo negro por unidade de superfície (W) é proporcional à quarta potência da temperatura absoluta (T). É expressa pela seguinte expressão matemática: W = σ T4, onde σ é a chamada constante de Stefan-Boltzmann, que tem o valor de 5,6697 x 10^-8 W/m2K4.Esta lei permite calcular o poder emissor de um corpo.

2. 2. Espectros luminosos

   • É o intervalo completo da radiação eletromagnética que contém as ondas de rádio, as micro-ondas, o infravermelho, os raios X, a radiação gama, os raios violeta e a luz visível ao olho humano. De forma geral, os vários tipos de ondas eletromagnéticas diferem quanto ao comprimento de onda, fato esse que modifica o valor da frequência, e também da forma com que elas são produzidas e captadas, ou seja, de qual fonte elas originam e quais instrumentos são utilizados para que se possa captá-las. No entanto, todas elas possuem a mesma velocidade, ou seja, v = 3,0 x 10^8 m/s e podem ser originadas a partir da aceleração de cargas elétricas.
   • 2.1 Espectros de emissão: contínuos e discretos
     • O Prisma é um objeto óptico de superfícies planas, polidas e transparentes, utilizado para a demonstração de diversos conceitos de Física.Nas décadas de 1660 e 1670, o cientista britânico Isaac Newton (1642 –1727) realizou experiências com um prisma para demonstrar fenômenos como a refração e a dispersão luminosa. Em uma de suas experiências, Newton observou um feixe de luz solar, que atravessava uma fresta do quarto escuro onde estava e sofria decomposição em uma gama de cores similares as do arco-íris após passar por um prisma
     • Newton concluiu que as cores que visualizou faziam parte da luz solar branca incidente. Logo em seguida, conseguiu demonstrar que, após decompor a luz branca com um prisma, poderia recompor as cores dispersadas com outro prisma invertido obtendo novamente a luz branca.
   • 2.2 Espectros de absorção
     • Conclui-se que a luz oriunda do núcleo da estrela , altamente denso e aquecido , produzia um espectro contínuo , mas, quando a radiação luminosa atravessava as camadas mais frias de sua atmosfera, alguns comprimentos de onda, equivalentes ao padrão espectral dos elementos que a compunham, eram absorvidos. Por essa razão, esse tipo de espectro ficou conhecido como espectro de absorção.
     • Primeira lei de Kirchhoff
       • Corpos densos (sólidos, líquidos ou gases altamente comprimidos) e quentes produzem um espectro contínuo. 
     • Segunda lei de Kirchhoff
       • Gases pouco densos e quentes produzem espectros de linhas de emissão cujos número e comprimento de onda dependem dos elemento presentes no gás
     • Terceira lei de Kirchhoff
       • Quando a luz de uma fonte que emite especto contínuo atravessa um gás a uma temperatura mais baixa, há absorção de algumas linhas de algumas linhas cujos número e comprimento de onda dependem da composição química desse gás.

3. 3.1 Os tipos espectrais e a série de Balmer

   • As estrelas têm espectros característicos, dependendo dos elementos químicos presentes em sua composição e de sua temperatura superficial. 
   • Inicialmente, as estrelas foram agrupadas em 17 classes, nomeadas com as letras do alfabeto de acordo com a intensidade das linhas de Balmer na região visível do espectro do Hidrogênio, sendo a classe A o grupo das estrelas com linhas mais fortes e Q as que apresentavam linha mais fracas.

4. 3.2 Os espetros das galáxias e a expansão do Universo

   • O efeito Doppler é o fenômeno que ocorre com as ondas emitidas ou refletidas por um objeto em movimento com relação ao observador. Esse efeito é decorrente da alteração da frequência ondulatória provocada pelo movimento relativo de aproximação ou afastamento entre a fonte de onda e o observador. Ocorre quando há aproximação ou afastamento entre uma fonte de ondas e o observador. Isso ocorre pois a velocidade das ondas é influenciada pelo meio no qual elas se propagam. No efeito Doppler, a velocidade de propagação da onda não é alterada. No entanto, há uma variação no comprimento de onda e na frequência da onda captada pelo observador.
   • Esse fenômeno  também ocorre com a luz. Mas, no caso das ondas luminosas, quando há aproximação entre observador e fonte, detecta-se esse efeito por meio do desvio das linhas espectrais para o azul, também conhecido como Blueshift. 

5. 3.3 O Big Bang

   • Inicial O Projeto Aprendendo e Ensinando Ciência: uma construção humana Física à sua volta Curiosidades Glossário Espectroscopia no Infravermelho PróximoVocê está em: Ciência: uma construção humana > Ciência nas profissões Espectroscopia no Infravermelho PróximoPor: Michelle Daiane de Almeida Loures Mirton José de Frota MorenzEspectroscopia no Infravermelho Próximo – ferramenta para o desenvolvimento da indústria e da pesquisaWilliam Herschel, um músico e astrônomo de sucesso, escreveu em 1800 dois artigos descrevendo o comportamento do espectro da radiação solar em relação aos efeitos de temperatura.Herschel utilizou um prisma de vidro para dispersar a luz solar e mediu a temperatura em cada uma das cores, observando que a temperatura aumentava à medida que se aproximava do vermelho e, fazendo medidas de temperatura após o vermelho, onde não havia luz visível, encontrou valores ainda maiores, demonstrando a existência de componentes da luz que não eram visíveis aos olhos humanos. Esta radiação foi então denominada de infravermelha.Mais tarde, por volta de 1905, o físico William Weber Coblentz, observou que dois compostos químicos diferentes não apresentavam espectros iguais e identificou certos padrões no espectro, o que possibilitou o uso da radiação infravermelha na obtenção de informações estruturais dos compostos, surgindo assim a espectroscopia como uma nova ferramenta química.

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