Espectroscopia: Estudo da Radiação e Composição dos Materiais

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1. SLIDE: 
A espectroscopia é um ramo da Física que lida com o estudo da radiação absorvida, refletida, emitida ou espalhada por uma substância.
GIF
Existem tantos tipos de espectroscopia como vários existem tipos de radiações.
O gif mostra exatamente o que a espectroscopia estuda, que seria um feixe de luz que passa por um material, gerando alterações nesse feixe. 
A espectroscopia permite analisar a composição dos materiais através da luz. Através da espectroscopia optica é possível descobrir se a gasolina esta adulterada, se há poluição no ar, se o leite contém as propriedades necessárias, etc.
2. SLIDE:
Histórico
O físico inglês Isaac Newton demonstrou em 1665-66 que a luz branca, como a luz do Sol, ao passar por um prisma se decompõe em luz de diferentes cores, formando um espectro como o arco-íris.
Em 1802, o médico, químico e físico inglês William Hyde Wollaston usava o índice de refração da luz atravessando uma substância para testar a pureza dos óleos e outras substâncias. Ele observou que, passando a luz solar por uma fenda e depois por um prisma, apareciam algumas linhas escuras no espectro, que ele interpretou erroneamente como o limite das cores. Ele desenvolveu um método comercialmente viável para separar a platina do minério, descobriu o paládio (um metal branco como a platina) em 1802 e o ródio (também um metal do grupo da platina) em 1804, e inventou o prisma de Wollaston (FIGURA), com dois prismas de calcita ortogonais, que separam a luz polarizada em dois feixes com polarizações ortogonais, usado em polarimetria.
3. SLIDE:
As linhas são imagens da fenda do espectrógrafo em diferentes comprimentos de onda. Até 1820, o fabricante de intrumentos de vidro (lentes, prismas, microscópios e telescópios) alemão Joseph Ritter von Fraunhofer (Frauenhofer) (1787-1826), inventor do espectroscópio, já havia contado 574 linhas escuras no espectro solar, chamadas depois de linhas de Fraunhofer. Para 324 destas linhas, Fraunhofer deu o nome de letras maiúsculas: A, B, C ... para as linhas mais fortes e minúsculas para as mais fracas, começando com A no vermelho.
4. SLIDE:
Em 1856, o químico alemão Robert Wilhelm Eberhard Bunsen (1811-1899) inventou o bico de gás (bico de Bunsen), cuja vantagem era a de ter chama incolor. Quando um elemento químico era colocado sobre a chama, as cores emitidas eram as da substância, e não da chama. Bunsen tinha um colaborador mais jovem, o físico Gustav Robert Kirchhoff.
5. SLIDE:
Em 1856, Kirchhoff sugeriu que as cores seriam melhor distinguidas se passadas através de um prisma. Eles colocaram um prisma na frente de um conjunto de lentes e passaram a identificar as linhas com os elementos químicos. Os gases quentes observados por Kirchhoff e Bunsen não emitiam um espectro contínuo. Eles descobriram que cada elemento gerava uma série de linhas diferentes.
Estas linhas eram todas brilhantes, enquanto as linhas de Fraunhofer eram escuras. Kirchhoff queria confirmar que as linhas escuras D descobertas por Fraunhofer eram linhas de sódio. Para isto ele passou a luz do Sol através de uma chama de sódio, esperando que as linhas do sódio preenchessem as linhas escuras do Sol. Para sua surpresa, as linhas D ficavam mais fortes, mais escuras. Ele então substituiu o Sol por um sólido quente. A luz do sólido que passava pela chama apresentava as mesmas linhas escuras do Sol, na posição das linhas do sódio. Ele então concluiu que o Sol era um gás ou sólido quente, envolto por um gás mais frio. Estas camadas mais frias é que produziam as linhas escuras do Sol. Comparando o espectro, ele descobriu linhas de Mg, Ca, Cr, Co, Zi, Ba e Ni no Sol.
As linhas foram identificadas por Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) como sendo:
	Linha
	λ(Å)
	Elemento
	Cor
	A
	7594
	oxigênio
	Vermelho
	B
	6867
	oxigênio
	
	C
	6563
	hidrogênio, Hα
	
	D1
	5896
	sódio
	Amarelo
	D2
	5890
	sódio
	
	D3
	5876
	hélio
	
	E
	5270
	ferro e cálcio
	
	b1
	5184
	magnésio
	
	F
	4861
	hidrogênio, Hβ
	Verde
	G
	4308
	ferro (e cálcio)
	Azul
	H
	3968
	cálcio
	
	K
	3934
	cálcio
	Violeta
6. SLIDE:
CURIOSIDADE TERRA PLANA
O Sol é composto primariamente dos elementos químicos hidrogênio e hélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera. Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de metais na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os elementos químicos mais abundantes são oxigênio (compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), néon (0,2%), e ferro (0,2%).
7. SLIDE:
CURIOSIDADE:
Fraunhofer utilizava as linhas do espectro solar para calibrar seus instrumentos (vidros e prismas), que eram os de melhor qualidade fabricados naquela época. Como pequenas variações na quantidade e mistura de quartzo (SiO2), cal (CaO) e soda (carbonato de sódio, Na2CO3) que compõem o vidro (basicamente SiO4) fazem que os prismas fabricados desloquem o comprimento de onda em diferentes ângulos, Fraunhofer usava as linhas do espectro solar para determinar as propriedades dos vidros. Apresentando seus resultados na Academia de Ciências da Bavária, foi eleito membro e ministrou aulas na Universidade da Bavária por muitos anos, apesar de não possuir educação formal.
8. SLIDE:
Leis de Kirchhoff
1) Um corpo opaco quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um espectro contínuo.
2) Um gás transparente produz um espectro de linhas brilhantes (de emissão). O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.
3) Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras (absorção). O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.
9. SLIDE:
Classificação Espectral 
Embora Fraunhofer, tivesse observado que as estrelas tinham espectros de linhas escuras como o Sol, investigações mais completas dos espectros das estrelas mostraram que os espectros estelares não eram todos iguais; só alguns se pareciam com o do Sol. Em 1863, o astrônomo jesuíta Angelo Secchi fez a primeira classificação de espectros estelares, de acordo com as posições das linhas escuras. 
Note-se que até esta época a fotografia ainda não era possível, por isso os espectros eram obtidos visualmente. Somente em 1872 Henry Draper obteve a primeira foto de um espectro estelar, da estrela Vega. A classificação espectral usada atualmente foi desenvolvida no observatório de Harvard, nos Estados Unidos, no início do século XX.
10. SLIDE:
A classificação foi feita, por Annie Jump Cannon, que analisou 225.000 estrelas até magnitude 9 entre 1918 e 1924, e classificou seus espectros de acordo com as linhas de hidrogênio, sendo A a mais forte, B a seguinte, e assim por diante.
Atualmente as estrelas são classificadas, em função decrescente da temperatura, como O B A F G K M.
11. SLIDE:
Sobre essa classificação, pesquisando então encontrei alguns pontos específicos de cada classe. 
12. SLIDE: 
Classe 
13. Slide:
Classe 
14. SLIDE:
TABELA
Cada linha escura no espectro de uma estrela está associada à presença de um elemento químico na atmosfera da estrela. Isso pode nos levar a pensar que as estrelas com linhas espectrais diferentes têm composição química diferente. No entanto, atualmente se sabe que a composição química das estrelas em geral é praticamente a mesma: aproximadamente 90% hidrogênio e aproximadamente 9% hélio (em número de partículas); outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da composição e são chamados de metais. Portanto, o hidrogênio é de longe o elemento químico mais abundante nas estrelas e, ainda assim, as linhas do hidrogênio, embora fortes em algumas estrelas, são fracas em outras.
15. SLIDE:
Como isso se explica? Na verdade, mais do que a composição química, é a temperatura que determina o espectro das estrelas. LER SLIDE Consideremos uma linha de Balmer do hidrogênio. Essas linhas se originam em transições entre o segundo nível de energia do hidrogênio e qualquer outro nível acima dele: transições de nível para cima (n2 > 2) resultam em absorção, transições de nível para baixo(n2 = 2) resultam em emissão. Então, para uma estrela ter linhas de Balmer intensas, ela precisa ter muitos átomos de hidrogênio excitados ao nível n = 2. Isso acontece em estrelas com temperatura em torno de 10.000 K (kT = 0,86 eV); para temperaturas como a do Sol por exemplo, o hidrogênio está no estado fundamental e poucas colisões podem acontecer que sejam energéticas o suficiente para excitar o hidrogênio. Já em estrelas com temperaturas muito mais altas, o hidrogênio está quase todo ionizado, devido às frequentes colisões e, novamente, existem muito poucos átomos excitados. Assim, as linhas de Balmer ficam fracas em estrelas muito quentes ou muito frias, apesar de o hidrogênio existir abundantemente em todas.
Referencias
AZEVEDO, A. L.; SOUSA, A. K. S.; CASTRO, T. J. Espectroscopia óptica de baixo custo: uma estratégia para a introdução de conceitos de física quântica no ensino médio. Revista Bras. Instituto Federal de Educação, Ciência e Tecnologia de Brasília, vol. 4, n°. 4, São Paulo, 2019. Disponível em: <https://www.scielo.br/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S1806-11172019000400602>. Acesso em: 01/set. 2020.
Espectro de Fraunhofer. Terra Plana.ws. Disponível em: <https://terraplana.ws/espectro-de-fraunhofer>. Acesso em: 01/set. 2020.
ORTIZ, R. Espectros Estelares. EACH/USP. Disponível em: <http://each.uspnet.usp.br/ortiz/classes/Spectra.pdf>. Acesso em: 01/set. 2020.
SARAIVA, M. de F. O.; FILHO, K. de S. O. Espectroscopia. UFRGS, 2020. Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm>. Acesso em: 01/set. 2020.
SARAIVA, M. de F. O.; FILHO, K. de S. O.; MÜLLER, A. M. Aula 17: Espectroscopia. UFRGS, p. 1-16, 2010. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/~fatima/fis2010/Aula17-132.pdf>. Acesso em: 01/set. 2020.