Em física e óptica , as linhas de Fraunhofer são as descontinuidades escuras observáveis no espectro solar visível que corresponde à parte mais intensa da radiação solar que atinge a superfície da Terra . Descoberto por Joseph von Fraunhofer início XIX th século e estudado por muitos cientistas de seu tempo, eles deram as primeiras referências de comprimento de onda disponíveis e ainda permitir que a nossa calibração dias e medições precisas de instrumentos ópticos. Alguns dos comprimentos de onda são, portanto, usados como referência para as especificações dos vidros ópticos .
É possível observar as linhas de várias formas, nomeadamente através de um prisma ou rede de difração .
Estas descontinuidades correspondem às linhas de absorção dos vários elementos presentes em particular na atmosfera.
Em 1802 , o químico inglês William Hyde Wollaston foi o primeiro a observar várias faixas pretas no espectro solar e então presumiu que essas linhas pretas separavam as cores do espectro solar. As cinco linhas pretas delimitam em sua opinião as quatro "cores solares", duas outras linhas mais vagamente visíveis, tendo também sido observadas. Após essa descoberta, concomitante à do dubleto de sódio previamente observada por acaso por Thomas Melvill em 1752, o físico alemão Joseph von Fraunhofer observou em 1814 essas mesmas extinções no espectro durante observações da luz solar.
À primeira vista, com o propósito de definir comprimentos de onda de referência, ele determina oito linhas que indexa de A a H e duas linhas adicionais denotadas a e b. Em seguida, ele lista um total de 574 linhas incluídas entre o B e H anterior e publica seus resultados em 1817. Em uma nova publicação de 1821, ele dá as medidas de comprimento de onda dessas linhas, que estimou usando uma rede de difração de transmissão muito fina formada por fios igualmente espaçados.
No entanto, Fraunhofer não se limita a observar o Sol e também realizará seus experimentos no espectro de Vênus e Sírio . Se as linhas parecem semelhantes para o planeta, ele distingue três amplas extinções no espectro de Sírio. Ao repetir seus exames de espectros estelares , ele afirma que os espectros estelares são semelhantes em muitos aspectos, mas que algumas linhas variam.
Uma primeira abordagem da origem do fenômeno foi feita em 1849 por Léon Foucault . A correspondência entre o dupleto de sódio e as extinções no espectro foi preparada por Fraunhofer para verificar se o Foucault passou um feixe de luz solar por uma lâmpada de arco para o sódio e descobriu que a extinção é mais visível neste comprimento de onda; a mesma linha preta que aparece quando a luz de um carvão em chamas passou pela mesma lâmpada de arco é analisada.
Foi em 1859 que Gustav Kirchhoff fez a observação fundamental além das de Foucault, que a fonte deve ser mais quente do que a chama ou lâmpada que absorve. A partir desses experimentos, ele tira sua lei da radiação , bem como a conclusão de que as linhas pretas de Fraunhofer correspondem a elementos químicos presentes nas camadas superiores do Sol. Posteriormente, muitos cientistas, físicos e químicos na Europa procuram descobrir as diferentes associações de cada elemento químico com uma série de linhas espectrais. Em 1859, Julius Plücker identificou a linha F com a linha de emissão Hβ do hidrogênio e a linha C com a linha Hα do hidrogênio; de 1861 a 1863, Robert Bunsen e Kirchhoff identificam as linhas de Fraunhofer com o espectro da chama de trinta elementos diferentes e permitem concluir que a atmosfera do Sol, além de conter hidrogênio como demonstrado por Plücker, também contém uma infinidade de outros elementos químicos.
Henry Augustus Rowland , por volta de 1890 , enriqueceu o catálogo de linhas de Fraunhofer, listando cerca de 15.000, com fotos e comprimentos de onda medidos em suporte, de 300 nm a 6500 nm .
Sabemos na década de 1990, cerca de 26.000 linhas, e a notação alfabética usada por Fraunhofer ainda é usada para identificar as linhas do Sol e outras estrelas.
Designação | Elemento | Comprimento de onda ( nm ) |
---|---|---|
y | O 2 | 898.765 |
Z | O 2 | 822.696 |
NO | O 2 | 759.370 |
B | O 2 | 686.719 |
VS | H α | 656.281 |
no | O 2 | 627.661 |
D 1 | N / D | 589.592 |
D 2 | N / D | 588.996 |
D 3 ou d | Ei | 587.562 |
e | Hg | 546.073 |
E 2 | Fe | 527.039 |
b 1 | Mg | 518.362 |
b 2 | Mg | 517.270 |
b 3 | Fe | 516.891 |
b 4 | Mg | 516.722 |
vs | Fe | 495.761 |
F | H β | 486.134 |
d | Fe | 466.814 |
e | Fe | 438.355 |
G 'ou f | H γ | 434.047 |
G | Fe | 430.790 |
G | Isto | 430.774 |
h | H δ | 410.175 |
H | Este + | 396.847 |
K | Este + | 393.368 |
eu | Fe | 382.044 |
NÃO | Fe | 358.121 |
P | Ti + | 336.112 |
T | Fe | 302.108 |
t | Ou | 299.444 |
Quatro linhas de Fraunhofer correspondem a linhas da série de Balmer do espectro de emissão do átomo de hidrogénio : por um lado, as C e F linhas de Fraunhofer correspondem aos hcc e Hβ linhas de Balmer; por outro lado, dentro da banda G de Fraunhofer, a linha f - também notada G ′ - corresponde à linha Hγ de Balmer; finalmente, a linha h de Fraunhofer corresponde à linha Hδ de Balmer - embora h agora seja usado para denotar a linha do átomo de magnésio ionizado uma vez em 2 802 ångströms de comprimento de onda. As linhas D 1 e D 2 correspondem ao dupleto de sódio , cujo meio D está localizado a 589,2 nm. A designação histórica desta linha corresponde a todas as transições entre o estado fundamental e os primeiros estados excitados de átomos alcalinos.
Na literatura científica, podem-se notar divergências sobre certas designações. Por exemplo, a linha d às vezes corresponde à linha ciano do ferro em 466,814 nm, às vezes à linha amarela do hélio (também chamada de D 3 ). Da mesma forma, há uma ambigüidade na designação da linha e , que corresponde ao ferro em 438,355 nm ou ao mercúrio em 546,073 nm. Para remover essas ambigüidades, os nomes das linhas de Fraunhofer são seguidos pelo elemento ao qual estão associados. Exemplos: linha D de hélio, e linha de mercúrio.
Na época, a descoberta das linhas possibilitou um grande salto técnico no campo da vidraria óptica científica. Devido aos seus comprimentos de onda bem definidos, as linhas Fraunhofer são, portanto, utilizadas para caracterizar o índice de refração e as propriedades de dispersão dos vidros ópticos . As técnicas de polimento e controle mudaram drasticamente e levaram a melhorias no campo da construção de telescópios. No início, as linhas C , D e F foram usadas , então a linha D foi substituída pela linha d .
As linhas Fraunhofer também são usadas para fornecer informações remotas sobre a composição de objetos celestes que emitem energia eletromagnética . O fenômeno ocorre quando um átomo absorve um fóton com energia suficiente para fazer com que um elétron salte para outro orbital atômico . Cada salto, também chamado de excitação , está associado a um comprimento de onda específico. Ao estudar a absorção do espectro eletromagnético da luz visível , podemos estabelecer a prova da existência de muitos elementos atômicos em regiões frias ou na superfície de uma estrela.