Quando Sir Isaac Newton fez pela primeira vez a decomposição da luz do Sol (1672) com um prisma e descobriu o espectro colorido, ou espectro visível, ele deixou passar um pequeno detalhe que talvez tivesse mudado a sua história. Se tivesse observado o espectro com uma lente forte ele iria descobrir várias linhas escuras e estreitas, que depois viriam a revolucionar o nosso conhecimento do Universo.
Seu trabalho foi direcionado às características físicas da luz, e ele conseguiu explicar a variação da velocidade da luz em meios diferentes e a refração diferenciada para cada comprimento de onda. Ondas mais longas, do vermelho, atravessavam o prisma mais facilmente e com menor desvio, e assim conseguiu explicar a aberração cromática das lentes.
Estas linhas passaram despercebidas até 1814, quando Joseph von Fraunhofer descobriu 574 linhas escuras enquanto trabalhava com um espectroscópio. Elas ficaram conhecidas como "linhas de Fraunhofer" e só foram explicadas muitos anos depois, por Gustav Kirchoff e Robert Bunsen em 1859, quando as identificaram como linhas de absorção atômica.
O modelo atômico estudado previa a existência de linhas de emissão ou de absorção de energia quando um elétron saltava de nível para outro. Kirchoff e Bunsen estudavam exatamente o aparecimento destas raias quando os elementos eram queimados em uma chama. Cada elemento tem uma "assinatura" inconfundível que permitiu o "mapeamento" das linhas e a determinação dos picos de emissão para cada comprimento de onda, e para cada "tamanho" do saldo do elétron. Este estudo nos permitiu ter um padrão onde cada linha foi identificada e ligada a um dos elementos presentes. Além de se tornar um expert na fabricação de vidro óptico, Fraunhofer inventou também a rede de difração, que refinou os resultados das medições espectroscópicas.
Cada linha está precisamente ligada a um comprimento de onda. Esta característica nos permitiu descobrir o elemento hélio (He) no Sol, antes mesmo que ele fosse conhecido aqui na Terra. Hoje quase todos os grandes telescópios são equipados com este instrumento, que nos permite analisar e definir de que elementos são feitas as estrelas que observamos, ou os gases que esta luz atravessa.
Como isso é feito? De uma maneira muito simples. Captamos o máximo de luz possível, com uma objetiva de grande diâmetro, preferencialmente refletora, para não filtrar alguns dos comprimentos de onda, e de grande distancia focal para obter uma imagem grande. Fazemos esta luz passar por uma fenda estreita. Jogamos esta luz sobre uma rede de difração e fotografamos o espectro. Na mesma placa fotográfica lançamos a luz gerada por um elemento conhecido, de modo a gravar um padrão de comparação e levamos esta placa ao laboratório onde a intensidade dos picos e o comprimento de onda são medidos. Deste modo obtemos uma figura parecida com a da ilustração, onde aparece o espectro a ser medido e os espectros padrões nas faixas laterais.
Esta placa fotográfica ainda nos fornece outro tipo de informação. Um deslocamento das raias para um ou outro extremo nos indica se existe um deslocamento da fonte de luz, pelo efeito Doppler (veja "O efeito Doppler" na seção Dicas). Um deslocamento para o vermelho (redshift) nos indica que a fonte está se afastando e o tamanho do deslocamento ainda nos fornece uma estimativa desta velocidade. Ao contrário, um deslocamento para o azul (blueshift) nos mostra uma aproximação da fonte.
Com a evolução dos computadores e dos sistemas de processamento de imagens, os instrumentos dos modernos telescópios conseguem fazer espectros de várias estrelas simultaneamente, de nebulosas brilhantes, de galáxias extremamente distantes e até de atmosferas de exoplanetas.
03-jun-2015 