Como cacos de vidro quebrado, refletidos sob os holofotes, as estrelas parecem enganosamente passivas no céu noturno. As temperaturas estelares da superfície podem atingir 50.000 graus Celsius - mais de dez vezes mais quentes que o nosso Sol - e, em algumas, podem atingir mais de um milhão de graus! O calor dentro de uma estrela atinge níveis ainda mais altos que geralmente excedem vários milhões de graus - o suficiente para separar núcleos atômicos e transformá-los em novos tipos de matéria. Nossos olhares casuais para cima não apenas não revelam essas condições extremas, mas apenas sugerem a enorme variedade de estrelas que existem. As estrelas são organizadas em pares, trigêmeos e quartetos. Alguns são menores que a Terra, enquanto outros são maiores que todo o nosso sistema solar. No entanto, como até a estrela mais próxima fica a 26 trilhões de quilômetros de distância, quase tudo o que sabemos sobre elas, incluindo as da imagem em anexo, foi captado apenas da sua luz.
Hoje, nossa tecnologia ainda é extremamente incapaz de enviar uma pessoa ou um robô até a estrela mais próxima dentro de um tempo de trânsito de ida e volta que dura menos de vários milhares de anos. Portanto, as estrelas permanecem fisicamente inacessíveis agora e por muitos anos sem uma inovação sem precedentes na propulsão espacial. No entanto, embora não seja prático visitar a montanha, foi possível estudar partes da montanha que nos foram enviadas sob a forma de luz das estrelas. Quase tudo o que sabemos sobre as estrelas é baseado em uma técnica conhecida como espectroscopia - a análise da luz e outras formas de radiação.
O início da espectroscopia decorre de Isaac Newton, matemático e cientista inglês do século XVII. Newton ficou intrigado com a noção então estranha, proposta por pensadores anteriores como René Descartes, de que a luz branca contém todas as cores do arco-íris. Em 1666, Newton experimentou um prisma de vidro, um pequeno orifício em uma de suas persianas e a parede branca da sala. À medida que a luz do buraco passava através do prisma, era dispersa, como que por mágica, em uma série de cores ligeiramente sobrepostas: do vermelho ao violeta. Ele foi o primeiro a descrever isso como um espectro, que é a palavra latina para aparição.
A astronomia não incorporou imediatamente a descoberta de Newton. Bem no século XVIII, os astrônomos pensavam que as estrelas eram apenas um pano de fundo para o movimento dos planetas. Parte disso foi baseado na descrença generalizada de que a ciência poderia entender a verdadeira natureza física das estrelas devido à sua distância remota. No entanto, tudo isso foi alterado por um oculista alemão chamado Joseph Fraunhofer.
Cinco anos depois de ingressar em uma empresa de óptica de Munique, Fraunhofer, aos 24 anos de idade, tornou-se parceiro devido à sua habilidade em fabricação de vidro, retificação de lentes e design. Sua busca por lentes ideais usadas em telescópios e outros instrumentos levou-o a experimentar a espectroscopia. Em 1814, ele montou um telescópio de levantamento, montou um prisma entre ele e uma pequena fenda de luz solar e depois olhou através da ocular para observar o espectro resultante. Ele observou uma variedade de cores, como esperava, mas viu outra coisa - um número quase incontável de linhas verticais fortes e fracas que eram mais escuras do que o restante das cores e algumas pareciam quase pretas. Essas linhas escuras mais tarde se tornariam familiares a todos os estudantes de física como as linhas de absorção Fraunhofer. Newton não os tinha visto, possivelmente, porque o buraco usado em seu experimento era maior que a fenda do Fraunhofer.
Fascinado por essas falas e certo de que não eram artefatos de seu instrumento, Fraunhofer as estudou atentamente. Com o tempo, ele mapeou mais de 600 linhas (hoje existem cerca de 20.000), depois voltou sua atenção para a Lua e os planetas mais próximos. Ele descobriu que as linhas eram idênticas e concluiu que isso era porque a lua e os planetas refletiam a luz do sol. Em seguida, ele estudou Sirius, mas descobriu que o espectro da estrela tinha um padrão diferente. Todas as estrelas que ele observou, a partir de então, tinham um conjunto único de linhas verticais escuras que separavam cada uma das outras como uma impressão digital. Durante esse processo, ele melhorou bastante um dispositivo conhecido como grade de difração que poderia ser usado no lugar de um prisma. Sua grade melhorada produziu espectros muito mais detalhados do que um prisma e possibilitou a criação de mapas das linhas escuras.
Fraunhofer testou seus espectroscópios - um termo cunhado posteriormente - observando a luz de uma chama de gás e identificando as linhas espectrais que apareciam. Essas linhas, no entanto, não eram escuras - eram brilhantes porque resultavam de um material que havia sido aquecido até a incandescência. Fraunhofer notou a coincidência entre as posições de um par de linhas escuras no espectro solar com um par de linhas brilhantes de suas chamas de laboratório e especulou que as linhas escuras podem ser causadas pela ausência de uma luz específica como se o Sol (e o Sol). outras estrelas) haviam roubado seus espectros de listras estreitas de cor.
O mistério das linhas escuras não foi resolvido até por volta de 1859, quando Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen conduziram experimentos para identificar materiais químicos por sua cor quando queimados. Kirchhoff sugeriu que Bunsen usasse um espectroscópio como o método mais claro para fazer uma distinção e logo ficou óbvio que cada elemento químico tinha um espectro único. Por exemplo, o sódio produziu as linhas detectadas pela primeira vez por Fraunhofer vários anos antes.
Kirchhoff passou a entender corretamente as linhas escuras nos espectros solares e estelares: a luz do Sol ou uma estrela passa por uma atmosfera circundante de gases mais frios. Esses gases, como o vapor de sódio, absorvem seu comprimento de onda característico da luz e produzem as linhas escuras identificadas pela primeira vez por Fraunhofer no início do século. Isso desbloqueou o código da química cósmica.
Kirchoff mais tarde decifrou a composição da atmosfera solar, identificando não apenas sódio, mas ferro, cálcio, magnésio, níquel e cromo. Alguns anos depois, em 1895, os astrônomos que visualizavam um eclipse solar confirmariam as linhas espectrais de um elemento que ainda não havia sido descoberto no hélio terrestre.
Enquanto o trabalho de detetive continuava, os astrônomos descobriram que a radiação que estavam estudando através de espectroscópios se estendia para além das cores visíveis familiares até as regiões eletromagnéticas que nossos olhos não conseguem perceber. Hoje, grande parte do trabalho que chama a atenção dos astrônomos profissionais não se refere às características visuais dos objetos do espaço profundo, mas à natureza de seus espectros. Praticamente todos os planetas solares extra recém-encontrados, por exemplo, foram descobertos analisando mudanças no espectro estelar que são introduzidas à medida que orbitam em torno de sua estrela-mãe.
Os enormes telescópios que pontilham o globo em locais extremamente remotos raramente são usados com uma ocular e raramente tiram fotos como a incluída nesta discussão. Alguns desses instrumentos têm diâmetros de espelho superiores a 30 pés e outros, ainda nos estágios de projeto e financiamento, podem ter superfícies de coleta de luz que excedem 100 metros! Em geral, todos eles, aqueles que existem e aqueles na prancheta, são otimizados para reunir e dissecar a luz que coletam usando espectroscópios sofisticados.
Atualmente, muitas das mais belas imagens do espaço profundo, como a apresentada aqui, são produzidas por astrônomos amadores talentosos, atraídos pela beleza dos objetos que flutuam pelo espaço profundo. Armados com câmeras digitais sensíveis e instrumentos ópticos de tamanho extraordinariamente preciso, mas de tamanho modesto, eles continuam sendo uma fonte de inspiração para pessoas de todo o mundo que compartilham sua paixão.
A imagem colorida no canto superior direito foi produzida por Dan Kowal em seu observatório particular em agosto deste ano. Apresenta uma cena localizada na direção da constelação do norte de Cygnus. Essa massa complexa de hidrogênio e poeira molecular fica a cerca de 4.000 anos-luz da Terra. Grande parte da luz vista na parte principal desta nebulosa é gerada pela enorme estrela brilhante perto do centro. Fotografias de grande angular e longa exposição revelam que a nebulosa é muito extensa - essencialmente um vasto rio de poeira interestelar.
Esta imagem foi produzida com um refrator apocromático de seis polegadas e uma câmera astronômica de 3,5 mega-pixel. A imagem representa quase 13 horas de exposição.
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Escrito por R. Jay GaBany
