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última actualização: 01 Dezembro 2000
Astroquímica | Próximo | por Marta Veríssimo e Jorge Almeida
INTRODUÇÃO À ASTROQUÍMICA
A astroquímica é uma ciência que se baseia no estudo da química no espaço, mais especificamente no estudo das interacções químicas entre os gases e as poeiras dispersas entre as estrelas. Durante muitos anos, a composição interestelar era desconhecida. A astronomia óptica apenas revelava a presença de estrelas, galáxias e nebulosas. Com o aparecimento da radioastronomia nas décadas de 50 e 60, onde anteriormente reinava a escuridão foram então detectadas inconcebíveis quantidades de gás. A astroquímica tem aqui o seu "Big Bang".
Evolução Química
A história de moléculas no espaço está intimamente ligada ao início do Universo. Inicialmente, apenas existia hidrogénio e hélio no Universo. Através de reacções de fusão termonucleares, quando a fusão do hidrogénio em hélio termina, com a libertação de energia (a diferença na massa é convertida em energia), passa-se para a fusão do hélio num elemento mais pesado, e assim sucessivamente. Os elementos mais pesados, tais como o carbono, nitrogénio, fósforo, oxigénio e enxofre, foram sendo gerados nos ciclos repetitivos de formação e morte de estrelas. Este processo, que se repetiria por milhões e milhões de anos fornecia a cada ciclo novos elementos para o Universo. As reacções nucleares no interior das estrelas é que produziram todos os elementos que ocorrem naturalmente na Terra! Daí que podemos afirmar que somos feitos da matéria das estrelas! Só após várias gerações de estrelas é que haveriam condições para a formação dos planetas, e com o evoluir da química do carbono, a esperança na vida. A evolução molecular no espaço envolve algumas reacções químicas, cada uma tendendo para moléculas mais complexas que as anteriores. Forjados nos centros das estrelas, estes compostos regressam ao meio interestelar durante a morte das estrelas, e elementos tais como o carbono (C), oxigénio (O), hidrogénio (H) e nitrogénio (N) combinam-se para formar cianeto de hidrogénio (HCN), água (H2O) e amoníaco (NH3). Estas três moléculas podem, por sua vez, combinarem-se para dar origem a aminoácidos simples, os principais blocos de construção da vida. Actualmente quase que é necessário um livro de química orgânica junto ao telescópio à medida que se explora o universo. Os elementos e compostos da vida parecem estar presentes em todo o lado. Os cientistas continuam a sua expansão na procura de moléculas mais complexas, que possam conter a chave do início da vida no nosso planeta.
Métodos espectroscópicos
O filósofo Auguste
Comte, em 1835, fazendo referência ao Sol, aos planetas e às estrelas
afirmou "nós compreendemos a possibilidade de determinar a forma, a
distância, o tamanho e o movimento mas, por nenhum meio, seremos capazes
de estudar a sua composição química". Contudo um longo caminho já
foi percorrido, e hoje em dia sabe-se que se pode analisar a composição
química das estrelas e planetas, através do estudo das suas cores. As
cores de todos os objectos têm a mesma origem: provêm dos átomos e moléculas
que foram excitados para estados mais elevados de energia. As cores
emitidas por um átomo dependem da sua estrutura atómica, daí que
estudando a cor emitida pelo átomo, poderemos determinar a sua estrutura
interna.
A luz é uma radiação
electromagnética, possuindo uma
natureza dual partícula-onda. Todas as radiações electromagnéticas
viajam através do vácuo a uma velocidade, aproximadamente por excesso,
de 3.00x108 m/s. A frequência da luz determina a sua cor. Os
nossos olhos detectam diferentes cores porque respondem de modo diferente
à luz de diferentes frequências, mas actualmente a astronomia não se
limita apenas à parte visível do espectro electromagnético. Todas as
radiações vindas do espaço (desde os raios gama até às ondas de rádio)
podem ser detectadas e analisadas a partir da Terra, ou a partir dos
telescópios colocados no espaço. À técnica de detecção e análise de
radiação electromagnética absorvida ou emitida por uma espécie, dá-se
o nome de Espectroscopia, sendo esta uma das principais técnicas
experimentais de determinação da estrutura de átomos e moléculas e
consequente identificação.
Em espectroscopia atómica
a origem das linhas dos espectro, é devido à emissão ou absorção de
um fotão quando a energia de um átomo varia devido a uma transição
electrónica. Em espectroscopia molecular a origem das linhas dos
espectros é explicada pela variação da energia da molécula através de
uma transição electrónica ou devido a mudanças no estado rotacional e
vibracional. A frequência exacta destas linhas pode ser ajustada a
modelos quânticos de modo a determinar a estrutura da molécula e
predizer as frequências e intensidades de outras linhas. Analisando as
linhas espectrais, podemos saber a densidade, a temperatura, a velocidade
relativa e os movimentos internos da fonte emissora.
Espectros de emissão e de absorção podem apresentar um espectro contínuo,
um espectro de riscas ou um espectro de bandas. Um espectro continuo contém
uma sequência de frequências sem espaços numa gama relativamente larga;
é produzido por sólidos incandescentes, líquidos e gases comprimidos.
Os espectros de riscas são linhas descontínuas produzidas por átomos e
iões excitados à medida que retornam a níveis de menor energia. Os
espectros de bandas (grupos de bandas de riscas pouco espaçadas) são
característicos de gases moleculares ou de compostos químicos.
Seguindo a ordem crescente de frequências temos as ondas de rádio (comprimento de onda elevado), seguidas das microondas, infravermelhos, luz visível, ultravioleta, raios X e raios gama (os mais energéticos, de frequência elevada e comprimento de onda pequeno).
Espectro electromagnético
Ondas rádio (desde alguns Hz até 109Hz)
As primeiras observações
dos espectros de hidrogénio na banda dos 21cm, detectados por telescópios
centimétricos, revelaram uma impressionável abundância deste elemento
entre as estrelas. Estas ondas dão-nos grande informação acerca do
comportamento da combinação de átomos, ou seja, das moléculas,
fornecendo-nos um mapa da galáxia em relação às nuvens moleculares,
que estão associadas à formação de estrelas.
Desde a descoberta da molécula de hidrogénio, muitos mais tipos de moléculas
tem sido detectados. O Very
Large Array
operado pelo National
Radio Astronomy Observatory
é um dos principais radiotelescópios, com cerca de 27 antenas, que
trabalham entre os 300 e 50000 MHz. Investigando nesta região do espectro
electromagnético, o grupo da NRAO tem detectado várias
dezenas de compostos químicos
em nuvens interestelares e no Cometa 1995 O1 Hale-Bopp. Este radiotelescópio
foi utilizado recentemente para estudar a distribuição de OH,
originado pela radiação ultravioleta do Sol que quebra a ligação de
uma molécula de H2O em OH e H, no Cometa C/1999 S4 LINEAR.
Microondas (109
até 3x1011 Hz)
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Sensível às ondas de rádio milimétricas, ou microondas, o Berkeley Illinois Maryland Association permite aos astrónomos observar como se formam as moléculas e como se comportam em grandes nuvens de gás, tais como as da imagem mostrada aqui ao lado. Algumas destas moléculas detectadas são semelhantes às envolvidas na vida da Terra, e através do estudo da evolução molecular no espaço, os astrónomos pretendem não só compreender a origem da vida, como o processo de nascimento e morte das estrelas e como estas podem influenciar a evolução de uma galáxia. |
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Infravermelhos (3x1011Hz
até aproximadamente 4x1014 Hz)
A região do espectro
designada por infravermelhos permite-nos o estudo do Universo através da
sua energia térmica. Muitos objectos no Universo, mesmo aqueles que
tenham temperaturas muito baixas, irradiam na região dos infravermelhos,
sendo esta uma radiação que permite a detecção de regiões que estão
escondidas dos telescópios ópticos devido a grandes concentrações de gás
e pó. Isto significa que nós podemos estudar objectos escondidos e
observar no infravermelho, o que não podemos ver em luz visível, como o
centro da nossa galáxia e regiões de formação de estrelas.
Um exemplo do uso desta radiação é apresentado pelo Infrared
Processing and Analysis Center.
Esta radiação tem permitido o estudo da luz visível e ultravioleta
emitida por fontes distantes, objectos oriundos do início do Universo,
que ao chegar à Terra já sofreram um desvio para o vermelho (efeito de
Doppler), ou seja, para a gama dos infravermelhos. Deste modo podemos
obter muita informação acerca de como e quando o Universo foi formado.
As observações da radiação infravermelha de gases fornecem uma medida
da temperatura do gás interestelar. A sua temperatura será um indicativo
da quantidade de energia disponível para favorecer reacções químicas
que levem a moléculas mais complexas, incluindo aminoácidos.
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A European Space Agency também tem tido grandes avanços neste campo, através da análise dos dados obtidos pelo Infrared Space Observatory, um satélite astronómico que esteve em funcionamento desde Novembro de 1995 a Maio de 1998. Operando na gama dos infravermelhos, dos 2.4 a 240 microns, este satélite permitiu "ver" objectos tão frios como as nuvens de gás entre as estrelas e galáxias, que têm temperaturas inferiores ao zero absoluto. Quando perscrutando objectos seleccionados, o ISO |
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poderia detectar a emissão ou a absorção de raios infravermelhos a comprimentos de onda específicos, as "linhas" nos espectros, revelando a presença de átomos identificáveis, moléculas e sólidos. A maioria das descobertas deste satélite ainda não foram reveladas uma vez que os dados ainda continuam a ser processados, mas uma das maiores descobertas é que há algum vapor de água no Universo. Em 1996, a análise do cometa Hale Bopp revelou a libertação de cerca de 10 toneladas/ segundo de vapor de água para o espaço, assim como de 11 toneladas/ segundo de monóxido de carbono e 5 toneladas/ segundo de dióxido de carbono. O ISO também encontrou a "assinatura" da água em regiões de formação de estrelas, em fontes perto do centro da galáxia e nas atmosferas de alguns planetas do Sistema Solar. No seu conjunto, estima-se que o total de água na nossa galáxia seja de milhões de vezes a massa do nosso Sol. |
Luz Visível (384x1012
até 769x1012 Hz)
Foi nesta região que a astronomia deu os primeiros passos, ou não fosse ela a única visível para os nossos olhos. As grandes quantidades de poeira que existem entre nós e o núcleo da galáxia atenuam o brilho das estrelas e nos impedem de ver o centro da galáxia na faixa do visível. Apenas uma centésima de milésima parte da radiação visível emitida pelo centro da galáxia chega até à Terra. Para detectar toda a radiação visível possível, grandes telescópios são colocados no espaço, na tentativa de ver mais além. É o caso do famoso Hubble Space Telescope que proporcionou imagens fabulosas de objectos astronómicos dificilmente captadas pelos telescópios da Terra. Este telescópio espacial também está equipado para fazer a detecção de radiações de outras regiões do espectro electromagnético. O substituto do Hubble, o New Generation Space Telescope, com lançamento previsto para 2009, será capaz de detectar astros com magnitudes até 33 e visualizar as primeiras galáxias que apareceram no Universo.
Ultravioleta (8x1014
até 3,4x1016
Hz)
O Orbiting and Retrievable Far Extreme Ultraviolet Spectrometer, é um telescópio para investigações espectroscópicas de fontes cósmicas na banda dos ultravioleta. Os dados obtidos por este telescópio estão disponíveis on-line.
Para pesquisar na região
dos ultravioletas, o UltraViolet Spectrograph Telescope
for Astronomical Research tem estado a ser desenvolvido pela
National Aeronautics Space
Administration juntamente com a Agentia
Spaziale Italiana.
Durante a missão para a qual está planeado, a IEH-1,
o UVSTAR irá fazer observações astronómicas mas principalmente
investigar o plasma de Io, que se revela um laboratório natural para a
investigação da física dos plasmas.
Um outro projecto da NASA a trabalhar nesta gama de radiação é o Far
Ultraviolet Spectroscopic Explorer,
que fornece informação acerca da temperatura, densidades e condições
químicas no espaço. Grandes quantidades de hidrogénio
molecular já foram detectadas
por este telescópio na Via Láctea, e espera-se conseguir deste modo
saber algo mais acerca do ciclo das estrelas e da formação do Universo.
Raios X (2,4x1016 até
5x1019 Hz)
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Os raios X são produzidos no Universo quando a matéria é aquecida a milhões de graus. Tais temperaturas ocorrem onde dominam campos magnéticos elevados, gravidades extremas ou forças explosivas. O Chandra X-ray Observatory tem revelado imagens de raios x de uma supernova - explosão violenta de uma estrela maciça no fim da vida - mostrando a dispersão de diversos elementos químicos que constituíam a Casssiopeia A. Mais de 450 fontes de raios X já foram detectadas e analisadas, inclusive o Cometa C/1999 S4 LINEAR e objectos cósmicos a 10 biliões de anos luz de distância. |
Imagem de raios X da supernova
Cas A. |
Raios Gama (5x1019 Hz
até aproximadamente 1022 Hz)
Os raios gama são muito intensos, e os mais energéticos (104 eV até 1019 eV) no plano galáctico, sendo produzidos pela colisão dos raios cósmicos com o gás interestelar. O Whipple Observatory, tem-se dedicado à detecção de raios gama de elevada energia, tendo previsto um novo projecto para a construção de um telescópio de nova geração, que possa vir proporcionar maiores sensibilidades na detecção deste tipo de raios.
Bibliografia consultada:
Atkins, P. W. and Jones, L. 1999. "Chemistry - Molecules, matter and and charge". 4st edition. W. H. Freeman.
Atkins, P. W. 1994. "Physical chemistry". 5th edition. Oxford University Press.
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