Artigo traduzido de: Galactic Magazine. Autor: Julien Milli.
Alguma vez você já se perguntou por que o céu é brilhante durante o dia? Você já reparou que o azul do céu não é o mesmo? Você sabe o que é um arco-íris e por que o vemos dessa forma? Estes e outros fenômenos fascinantes estão intimamente relacionados com a luz, mais precisamente as partículas que formam a luz: fótons. Vamos seguir o mapeamento de alguns fótons emitidos a partir de diferentes lugares do Universo para a camada fina da atmosfera que rodeia o nosso planeta, de modo a compreender o seu comportamento e alguns dos fenômenos que eles causam. Mas antes, vamos tentar entender algumas coisas sobre esta partícula.
Um fóton é uma partícula elementar que transporta energia. Está associada à propagação da luz ou qualquer onda eletromagnética. Suas principais propriedades são as seguintes:
– É uma partícula sem massa. Seu símbolo é gamma: γ.
– No espaço vazio que se move a uma distância constante chamada velocidade da luz (c = 300 000 km/s). Esta é uma constante em física; não existem quaisquer partículas que se movem mais rápido do que isso.
– Além de ser uma partícula, é uma onda eletromagnética; Por conseguinte, tem um comprimento de onda (usualmente descrito com a letra grega lambda: λ). Uma onda é uma oscilação que se propaga através do espaço. Por exemplo, as ondas sonoras são espalhadas através de moléculas do ar, portanto, elas não podem se espalhar no espaço vazio. O ouvido humano é sensível a sons, cujo comprimento de onda é entre 20 mm e 20 m. A luz é um outro tipo de onda, chamada eletromagnética, porque consiste de oscilação nos campos elétricos e magnéticos. O olho humano é sensível apenas a uma determinada gama de fótons, que chamamos de luz visível, compostas por fótons de comprimentos de onda de 400 nm a 800 nm (1 nm = 10 ⁻⁹ m = 0,000 001 milímetros).
Há um debate histórico sobre a natureza da luz, que remonta ao século XVII. Newton pensou na luz como uma partícula, enquanto que Christiaan Huygens afirma que a luz era uma onda. Experimentos de refração da luz e, mais tarde, de interferência de luz, feitos por Thomas Young, apoiaram a ideia de que a luz é uma onda eletromagnética. No entanto, em 1905, Albert Einstein só foi capaz de explicar o efeito fotoelétrico, afirmando que a luz é formada por algumas partículas chamadas fótons, ou quantum de luz, que carregam quantidades discretas de energia. Einstein mostrou que a energia (E) de um fóton é inversamente proporcional ao seu comprimento de onda (λ) com a seguinte fórmula: E = hc/λ.A constante proporcional h é referida como a constante de Planck.
Espectro eletromagnético
O espectro eletromagnético é um intervalo que contém todos os possíveis comprimentos de onda das ondas eletromagnéticas. Inicia-se com os raios gama, que têm o comprimento de onda mais baixo possível (o tamanho do núcleo do átomo), até chegar ao tamanho de ondas de rádio, que podem medir a vários quilômetros.
Nosso Sol envia milhões e milhões de fótons por segundo para a Terra. No entanto, os fótons que chegam à superfície da Terra representam uma parte limitada do espectro eletromagnético. Entre aqueles que são os fótons que compõem a luz visível mencionamos anteriormente, também chamada de espectro visível; a parte do espectro que é capturado pelo olho humano. Assim, fótons com um comprimento de onda de 400 nm, são vistos como o azul; os de 600 nm são vistos como verde e de 800 nm, são vistos como vermelho. No final, todos os fótons do espectro visível são combinados em um feixe de luz solar que parece branco aos nossos olhos.
No entanto, sob certas circunstâncias, é possível decompor a luz solar, de acordo com o comprimento de onda dos fótons. Isso é produzido, por exemplo, quando se vê um arco-íris, que ocorre quando um feixe de luz solar, que contém milhões de fótons com diferentes comprimentos de onda do espectro visível, atravessa uma gota de água. Este fenômeno é chamado de refração e acontece quando os fótons desviam de seu caminho original quando atravessam uma gota de água. O ângulo de desvio depende do comprimento de onda: fótons azuis são mais desviados do que os vermelhos. Assim, todas as cores são separadas e podemos ver o arco-íris.
Dispersão de fótons na atmosfera
Se a luz visível contém fótons de todas as cores; por que vemos o céu como azul? E porque é que esta cor não é uniforme no céu? Para entender isso, vamos ver o que acontece com fótons vindos do Sol quando entram em nossa atmosfera.
Quando o fóton chega do Sol à Terra podem ser afetados por um fenômeno chamado de dispersão, que é produzido quando um fóton encontra uma partícula da atmosfera – como uma molécula de oxigênio (O₂) ou nitrogênio diatômico (N₂) – isso gera uma mudança na trajetória original do fóton. A eficiência de dispersão depende principalmente do comprimento de onda: fótons com menor comprimento de onda, como o azul, são mais susceptíveis de ser disperso pelas moléculas de nossa atmosfera de fótons com mais comprimento de onda, como o vermelho. Isso explica por que o céu é brilhante em qualquer direção, não só para o sol.
Sem dispersão, os fótons chegariam aos nossos olhos diretamente do Sol (com a alteração de sua trajetória), com o qual o céu ficaria escuro como se fosse noite. Isto é o que acontece na Lua, por exemplo, uma vez que o nosso satélite natural não tem uma atmosfera que espalha os fótons do Sol. Astrônomos ficariam encantados se isso acontecesse na Terra, uma vez que eles poderiam estudar as estrelas durante o dia.
Então, o céu é azul porque fótons azuis estão mais espalhados por todo o ambiente, no entanto, a cor azul não é uniforme. Se você olhar para o zênite em um dia ensolarado, você vai notar que esse azul é mais escuro que o azul no horizonte, o qual parece mais branco ou desbotado. O brilho no céu depende da quantidade de dispersão que ocorre na linha de visão, por conseguinte, o número de moléculas que se espalham a luz. Quanto maior o número de moléculas em uma determinada direção, mais brilhante essa zona no céu é.
A densidade da camada atmosférica também depende da direção da linha de visão, quando olhamos para o zênite da camada atmosférica é fina. Por outro lado, quando a linha de visão fica mais perto do horizonte, a camada atmosférica torna-se 38 vezes mais espessa, portanto, não há mais dispersão de fótons. A camada atmosférica torna-se tão espessa em direção ao horizonte que há grandes possibilidades de que os fótons serão espalhados mais de uma vez em sua propagação na atmosfera, independentemente do seu comprimento de onda. Isso é como os diferentes comprimentos de onda com mix de fótons, cores em outras palavras, faz com que o céu pareça neutro ou branco. Pela mesma razão, o céu parece mais escuro, se olharmos a partir do topo de uma montanha (ou a partir de um avião) do que ao nível do mar, porque a camada da atmosfera é mais fina nessas alturas.
Absorção de fótons na atmosfera
As moléculas de nossa atmosfera podem absorver alguns fótons. Desta forma, a energia dos fótons é transferida para as moléculas, que começam a vibrar e a girar mais tarde. A absorção é muito improvável para os fótons de comprimentos de onda longos entre os 400 e os 800 nm (luz visível), mas é muito frequente para o ultravioleta (UV). Na verdade, a atmosfera é opaca para este tipo de comprimento de onda e esta “cegueira” protege a vida na Terra deste tipo de radiação que é altamente energética e muito prejudicial para as células vivas.
A Terra também é opaca à luz infravermelha, devido à presença de vapor de água e dióxido de carbono nas moléculas da atmosfera. Como resultado, a emissão térmica da Terra, no infravermelho, é aprisionada no interior do ambiente; ele não pode escapar do nosso planeta e aquece a superfície: é o efeito estufa. O efeito estufa é muito mais forte em Vênus e muito mais fraco em Marte, o que explica por que Vênus é um “forno”, enquanto Marte é muito mais frio do que a Terra. A absorção de UV e infravermelho é também a razão do por que nós temos que ir para o espaço exterior para estudar a luz das estrelas nesta faixa de comprimento de onda.
Nascimento de um fóton no Sol
Agora vamos voltar no tempo para entender como, quando e onde os fótons que chegam a nossa atmosfera são criados; os que vêm do Sol, a estrela mais próxima da Terra. O Sol é composto por várias camadas, o centro é chamado de núcleo – a parte interior – da estrela. No núcleo as condições de temperatura e pressão são extremas (milhões de graus) e é aqui onde ocorre a fusão nuclear.
A fusão é um processo no qual dois átomos de hidrogênio se unem para formar um átomo de hélio. Um subproduto desta reação é um fóton, que é liberado quando os dois átomos de hidrogênio se fundem. Este fóton recém-nascido não é visível ainda – como o que chega a Terra – uma vez que é um fóton de raios gama, muito enérgico e com um comprimento de onda mais curta do que um fóton visível. Uma vez produzido, o fóton vai escapar do núcleo de atravessar as zonas radiativa e convectiva, em seguida, a fotosfera, até que finalmente seja capaz de atingir a Terra
No entanto, atravessar a zona radiativa e convectiva não é uma tarefa fácil, uma vez que esta região é altamente densa e cheia de átomos, o que significa que o fóton vai saltar em todas as direções e vai começar a perder energia. No final, ele vai precisar de 10 mil a 200 mil anos para chegar à fotosfera, apesar de sua incrível velocidade de 300 000 km/s. Durante esta viagem ele vai perder uma grande quantidade de energia, que será usada para aquecer a matéria solar. Finalmente, o fóton emergirá da fotosfera com um comprimento de onda, principalmente na gama de luz visível ou ultravioleta. Então, em 8 minutos e 20 segundos ele irá atingir a Terra, que está localizada a 150 milhões de quilômetros do Sol.
Detecção de fótons de um exoplaneta
O que acontece se os fótons não vêm do nosso Sol, mas de outra estrela? A principal diferença está relacionada com o tempo de viagem através do espaço. Por exemplo, para a estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri, os fótons precisam de mais de quatro anos para chegar à Terra. Enquanto que para estrelas distantes pode demorar milhares de anos.
Um dos grandes desafios da astronomia na última década é a detecção de fótons de exoplanetas, ou seja, um planeta que orbita uma estrela diferente do sol. O que fazemos para identificar esses fótons e qual a sua trajetória? Estes fótons distantes podem ter duas origens diferentes:
– Os fótons emitidos pela estrela que exoplanetas orbitam e que saltam para fora (por dispersão na atmosfera, como vimos acima).
– Os fótons emitidos pelo exoplaneta.
No primeiro caso, os fótons abandonam a fotosfera da estrela e chegam ao exoplaneta em um par de minutos. Eles saltam fora da atmosfera ou da superfície do planeta e – felizmente – vêm diretamente para a Terra; esta viagem pode tomar desde quarenta a centenas de anos, dependendo da distância entre os dois planetas. Detectar esses tipos de fótons é muito difícil devido ao fato de que, entre todos os fótons emitidos pela estrela, poucos alcançam o exoplaneta, e destes apenas alguns saltam em direção à Terra. Então, nós temos um monte de fótons vindos da estrela e apenas uma fração minúscula vindo do exoplaneta. Esta fração pode ser tão pequeno quanto 10⁻¹⁰ para um planeta do tamanho da Terra. Este é um problema de contraste entre uma estrela e um planeta extrasolar.
No entanto, existe uma maneira mais fácil de detectar os fótons de um exoplaneta. Em vez de tentar identificar fótons emitidos pela estrela que, em seguida, saltam fora do exoplaneta em nossa direção, podemos olhar para fótons emitidos diretamente pelo exoplaneta. Apesar do fato de um exoplaneta não emitir luz visível, ele emite luz infravermelha, que nossos olhos não podem ver, mas os nossos telescópios podem! Neste caso, os fótons que são produzidos diretamente sobre a superfície do planeta, portanto, em contraste com a luz infravermelha emitida pela estrela, torna-se menor do que no primeiro caso.
Absorção em um meio interestelar
Vamos ir mais longe no espaço e olhar para fótons vindos de estrelas muito distantes, situados no centro da nossa galáxia. Estes fótons precisam de cerca de 27 mil anos para viajar da fotosfera da estrela distante até a Terra. Isso significa que nós vemos que a estrela da mesma forma que foi de 27 mil anos; é por isso que dizemos que olhando para trás no espaço, estamos olhando para trás no tempo, no passado.
Vamos ver agora o que acontece quando, durante esta longa jornada, os fótons atravessam enormes nuvens de gás, formadas principalmente de hidrogênio. Nossa galáxia ainda contém muitas dessas nuvens, que são os lugares onde nascem novas estrelas. A nebulosa Orion é um maravilhoso exemplo destas nuvens.
Se os fótons que tentam atravessar a nuvem gasosa têm comprimentos de onda do espectro visível, as mudanças seriam muito grandes e a maioria seria absorvida pela nuvem. A energia desses fótons seria transferida para a nuvem, e, como tal, a sua temperatura aumenta; esses fótons terminam a sua viagem aqui. Isso explica por que as nebulosas são semelhantes a véus que escondem a sua luz visível formada pelas as estrelas por trás delas.
Agora, os fótons infravermelhos, ou seja, que têm um comprimento de onda maior, são mais difíceis de serem absorvidos e atravessam a nebulosa. Portanto, olhando para o infravermelho com telescópios especialmente concebidos para esse fim, nos permite ver através da poeira e gás interestelar, para as estrelas que estão além das nebulosas.
Os fótons não têm uma vida tranquila; há muitos processos que podem afetar a sua propagação no espaço, até serem vistos pelo olho humano ou telescópios. Entender esses processos para descrever em detalhes o ambiente com o qual interagem durante a sua propagação é um dos objetivos dos astrônomos. Como nunca iremos enviar satélites para fazer medições no local, o fóton é, sem dúvida, a única fonte de informação para os astrônomos estudarem as estrelas, planetas extrasolares, uma nebulosa distante ou o centro da Via Láctea. Para otimizar a compreensão destes ambientes particulares, os astrônomos precisam identificar mais e mais fótons. É por esta razão que telescópios cada vez maiores são construídos em países com céus escuros e limpos, como o Chile.
