Os espectros das estrelas se encaixam em qual dos tipos de espectro estabelecidos por Kirchhoff (contínuo, de emissão ou de absorção)?
Passo 1
O enunciado pergunta: “Os espectros das estrelas se encaixam em qual dos tipos de espectro estabelecidos por Kirchhoff (contínuo, de emissão ou de absorção)?”
Informações fornecidas: apenas a pergunta; não há dados numéricos, figuras ou informação adicional.
Pergunta a responder: identificar qual dos três tipos de espectro de Kirchhoff corresponde ao observado nas estrelas e justificar de forma clara.
Informações fornecidas: apenas a pergunta; não há dados numéricos, figuras ou informação adicional.
Pergunta a responder: identificar qual dos três tipos de espectro de Kirchhoff corresponde ao observado nas estrelas e justificar de forma clara.
Passo 2
Vamos lembrar, de forma bem simples e direta, quais são os três tipos de espectro segundo as leis de Kirchhoff — é importante entender o mecanismo físico por trás de cada um, porque isso ajuda a ver qual se aplica às estrelas.
Tipo 1 — espectro contínuo: é o espectro de um corpo denso e opaco quente (por exemplo, um filamento incandescente ou um corpo negro). Ele mostra uma distribuição contínua de intensidade com comprimento de onda, sem linhas destacadas. Em termos práticos, é uma “curva suave” onde todas as cores (comprimentos de onda) estão presentes.
Tipo 2 — espectro de emissão: ocorre quando temos gás rarefeito e quente que emite luz por transições eletrônicas. No espectro aparecem linhas brilhantes em comprimentos de onda específicos sobre um fundo escuro. Exemplo prático: uma câmara de descarga com gás (como um tubo de neon) mostra linhas de emissão bem definidas.
Tipo 3 — espectro de absorção: acontece quando uma fonte contínua (um corpo quente e denso) emite luz que atravessa um gás mais frio e menos denso. O gás absorve luz em comprimentos de onda específicos, produzindo linhas escuras (ausências de intensidade) sobre o contínuo. Estas linhas correspondem a transições atômicas do gás que absorveu os fótons.
Explicação do mecanismo (passo a passo, didático): átomos e íons têm níveis de energia quantizados. Um fóton com energia exatamente igual à diferença entre dois níveis pode ser absorvido, promovendo um elétron para um nível mais alto. Esse remove a contribuição daquele comprimento de onda do feixe que chega ao observador, gerando uma linha escura no espectro observado. O átomo pode re-emitir o fóton, mas em direções aleatórias, então ao longo da linha de visão direta isso aparece como perda — por isso a linha é de absorção.
Passo 3
Agora aplique isso ao caso das estrelas, de modo bem prático: como são constituídas e o que cada camada faz.
Estrutura simplificada de uma estrela (essencial para entender o espectro):
- Núcleo + camadas internas: muito quente e denso — produzem radiação térmica.
- Fotosfera: camada superficial opaca e relativamente densa em relação à atmosfera estelar; é a “superfície” que vemos e emite essencialmente um espectro contínuo parecido com o de um corpo negro (isto é, um contínuo com intensidade variando com o comprimento de onda).
- Atmosfera estelar (cromosfera, camadas externas): é mais fria e mais rarefeita que a fotosfera e contém átomos e íons capazes de absorver certos comprimentos de onda.
Processo que forma o espectro observado:
- A fotosfera emite um contínuo (radiação térmica). Se víssemos só a fotosfera isolada, teríamos um espectro contínuo.
- A luz desse contínuo atravessa a atmosfera estelar mais fria. Componentes da atmosfera absorvem fótons em energias específicas correspondentes às transições eletrônicas de seus átomos/íons.
- Resultado: no espectro que chega até nós vemos o contínuo da fotosfera com linhas escuras sobrepostas — são as chamadas linhas de absorção ou linhas de Fraunhofer (no caso do Sol, por exemplo).
Conclusão física: portanto, o espectro típico de uma estrela é do tipo absorção — um contínuo de base com linhas de absorção causadas pela atmosfera estelar.
Passo 4
Observações extras importantes para prova (dicas práticas e exceções que podem confundir):
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Como reconhecer na prática:
- Se você vê um fundo brilhante contínuo com faixas escuras em comprimentos de onda bem definidos → é espectro de absorção.
- Se vê linhas brilhantes isoladas sobre fundo escuro → espectro de emissão.
- Se não há linhas, só uma curva suave → contínuo.
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Exceções/variações:
- Algumas estrelas muito ativas ou objetos especiais mostram linhas de emissão (ex.: estrelas com fortes ventos, estrelas T Tauri, estrelas com envoltórios gasosos, nebulosas) — nesses casos o espectro pode ser de emissão ou misto.
- Em geral (a maioria das estrelas: Sol, estrelas da sequência principal, gigantes, etc.) o espectro observado na luz visível é de absorção.
- Em aulas e provas, se pedirem “o espectro das estrelas” sem especificar casos especiais, a resposta correta padrão é “espectro de absorção” — justifique dizendo que é um contínuo proveniente da fotosfera com linhas de absorção originadas na atmosfera.
Passo 5
Exemplo rápido para fixar: o Sol — vemos um contínuo (radiação térmica da fotosfera) com muitas linhas escuras (linhas de Fraunhofer) produzidas por H, Ca, Na, Fe etc. Isso é um caso típico de espectro de absorção.
Resposta
Espectro de absorção — um contínuo produzido pela fotosfera com linhas de absorção (linhas de Fraunhofer) originadas na atmosfera estelar.