Aula 178 — Espectroscopia Astronômica (Linhas espectrais e efeito Doppler na luz)

O professor pergunta: "como astrônomos sabem do que uma estrela é feita, estando ela a anos-luz de distância, sem nunca poder tocar ou coletar uma amostra dela?" Ouvir hipóteses.

Perguntar: além da composição química, será que a luz de uma estrela também pode revelar se ela está se aproximando ou se afastando de nós? Obstáculo a nomear (sem resolver ainda): achar que a única informação que a luz de uma estrela carrega é sobre sua composição química — na verdade, o próprio padrão de linhas espectrais se desloca de posição quando a fonte está em movimento radial, revelando também sua velocidade.

Apresentação dos slides 2 a 9: cada elemento químico, quando aquecido ou iluminado, absorve e emite luz apenas em comprimentos de onda específicos, característicos de sua estrutura atômica — um padrão de linhas espectrais que funciona como uma "impressão digital" química. As Leis de Kirchhoff organizam três situações: um objeto sólido, líquido ou gás denso e quente emite um espectro contínuo (todas as cores); um gás quente e rarefeito emite um espectro de linhas de emissão (só certas cores, nas posições características de seus elementos); e um gás mais frio na frente de uma fonte de espectro contínuo produz um espectro de linhas de absorção (faltam exatamente essas mesmas cores) — é esse último caso, das linhas escuras de absorção na luz solar e estelar, que revela a composição química das estrelas, resolvendo a pergunta do Momento 1. Além da composição, a POSIÇÃO dessas linhas também carrega informação: se uma estrela está se afastando de nós, todo o seu padrão de linhas espectrais se desloca para comprimentos de onda maiores (desvio para o vermelho, ou redshift); se está se aproximando, desloca-se para comprimentos de onda menores (desvio para o azul, ou blueshift) — esse é o efeito Doppler aplicado à luz, dado pela relação não relativística Δλ/λ=v/c, onde Δλ é o deslocamento observado, λ é o comprimento de onda de referência (em repouso) e v é a velocidade radial da fonte — isso resolve o obstáculo do Momento 2.

Resolução guiada: calcular coletivamente a velocidade radial de uma estrela cuja linha do hidrogênio (normalmente em λ=656,3 nm) é observada em λ=656,5 nm: Δλ=0,2 nm, v=c·Δλ/λ=3×10⁵ km/s×(0,2/656,3)≈91,4 km/s, afastando-se (redshift). Em duplas: uma linha normalmente em λ=500,0 nm é observada em λ=499,95 nm (Δλ=0,05 nm, blueshift); calcular v≈3×10⁵×(0,05/500)=30 km/s, aproximando-se.

Aplicação individual (ou em duplas) da lista de exercícios de fixação (seção 8 deste plano).

Retomar a pergunta do Momento 1: astrônomos identificam a composição química de uma estrela pelas linhas escuras de absorção em seu espectro, e medem sua velocidade radial pelo deslocamento Doppler dessas mesmas linhas — tudo a partir da luz que recebemos, sem nunca tocar a estrela.