Testando o espectroscópio do Spectral Workbench: uma alternativa para experimentação em sala de aula

Testing the Spectral Workbench spectroscope: an alternative for classroom experimentation

Resumo

Como os astrônomos usam a luz para estudar as estrelas e os planetas? Tentando responder esta pergunta e com a finalidade de atender as demandas de professores da educação básica que demonstraram interesse nos espectroscópios caseiros apresentados pelo Clube de Astronomia da Unipampa, campus Uruguaiana, apresentamos aqui os resultados dos testes realizados no modelo de espectroscópio do Public Lab Spectral Workbench. Os testes envolveram o registro e a calibração de espectros de cinco fontes luminosas: lâmpada de LED, lâmpada de Alta Pressão de Sódio (HPSL), lâmpada fluorescente compacta caseira, o Sol e um teste de chama com NaCl. Comparamos os gráficos e as informações de comprimento de onda obtidas com os valores de referência da literatura e constatamos que as diferenças são mínimas. Verificamos portanto, que o modelo de espectroscópio do Public Lab se mostra uma excelente ferramenta para uso em sala de aula, pois é simples, econômico e oferece resultados comparáveis aos equipamentos profissionais.

Palavras-chave:
Espectrógrafo; Espectroscopia; Ensino de Ciências

Abstract

How do astronomers use light to study stars and planets? In an attempt to answer this question and meet the demands of primary education teachers who are interested in the spectroscopes presented by the Astronomy Club of Unipampa, Uruguaiana campus, we present the results of tests conducted on the Public Lab Spectral Workbench spectroscope model. The tests involved recording and analyzing the spectra of five light sources: an LED lamp, a high-pressure sodium lamp (HPSL), a compact fluorescent household lamp, the Sun, and a flame test with NaCl. We compared the graphs and wavelength data obtained with reference values from the literature and found that the differences were minimal. Therefore, we verified that the Public Lab spectroscope model is an excellent tool for classroom use as it is simple, affordable, and provides results comparable to those of professional equipment.

Keywords
Spectrograph; Spectroscopy; Science teaching

1. Introdução

Um dos piores prognósticos intelectuais sobre os limites da ciência – no caso, a astrofísica – foi feito em 1835 pelo proeminente filósofo francês Auguste Comte [1]. Em seu “Cours de Philosophie Positive” o autor escreveu:

Qualquer pesquisa que não seja, em última análise, redutível a simples observações visuais é, portanto, necessariamente proibida para nós no assunto das estrelas […]. Embora possamos conceber a possibilidade de determinar suas formas, suas distâncias, suas magnitudes e seus movimentos, nunca seremos capazes de estudar sua composição química ou sua estrutura mineralógica […][2, p. 8–9].

Neste trecho, o filósofo assume que a determinação da composição das estrelas (entre outras propriedades) exigiria a obtenção de amostras físicas do corpo – um desafio impossível de ser realizado até os dias de hoje. Ironicamente, apenas 15 anos depois, por volta da década de 1850, Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen descobriram que a composição química de um gás poderia ser inferida a partir da observação de seu espectro eletromagnético [1]. Para tanto, Bunsen e Kirchhoff colaboraram no planejamento e construção do primeiro espectroscópio em seus experimentos [3].

Tal dispositivo permite a decomposição e análise da luz emitida por uma determinada fonte. Isso ocorre porque, ao passar por uma rede de difração, a luz branca é decomposta em suas cores componentes, formando um espectro. Uma vez que cada elemento químico possui um espectro de emissão/absorção característico, a análise espectral de uma determinada fonte luminosa permite revelar características como sua composição química [4]. Em função disso, hoje usamos a espectroscopia para determinar a composição química, temperatura, pressão e muitas outras propriedades de planetas, estrelas e galáxias distantes.

De fato, a espectroscopia é, hoje em dia, a nossa fonte mais rica de informações sobre o universo [4]. Além de seu destaque como campo científico, é fato que conhecimentos básicos necessários para o desenvolvimento da espectroscopia são obrigatórios nos currículos da Educação Básica, como estrutura atômica, ondulatória, e até mesmo química/física quântica, entre outros. De fato, a Base Nacional Comum Curricular (BNCC) mostra uma preocupação específica com relação à composição química dos corpos celestes através da habilidade EF09CI14 no Ensino Fundamental:

(EF09CI14) Descrever a composição e a estrutura do Sistema Solar (Sol, planetas rochosos, planetas gigantes gasosos e corpos menores), assim como a localização do Sistema Solar na nossa Galáxia (a Via Láctea) e dela no Universo (apenas uma galáxia dentre bilhões) [5, p. 351].

Além disso, a BNCC para o Ensino Médio ainda pontua que:

Os processos e práticas de investigação merecem também destaque especial nessa área. Portanto, a dimensão investigativa das Ciências da Natureza deve ser enfatizada no Ensino Médio, aproximando os estudantes dos procedimentos e instrumentos de investigação […]. [5, p. 550, grifo nosso].

Uma das formas de se atingir tais potencialidades indicadas na BNCC é através da utilização de experimentos que façam do aluno um agente ativo e comprometido com a busca de respostas. Ademais, as atividades de laboratório aumentam as conquistas e o interesse dos alunos nos assuntos, especialmente nas disciplinas de ciências, além de favorecer a compreensão de conceitos, de procedimentos e desenvolvimento de habilidades [4,6]. Além disso:

Até hoje, as visualizações em laboratório de espectros impressionam bastante, já que, da compreensão mais profunda de sua causa, o aluno tem uma demonstração sensorial da manifestação da natureza íntima da matéria e seus estados quânticos [7, p. 622].

No entanto, espectroscópios padrão são caros e também necessitam de instrumentação complexa para funcionarem, nem sempre sendo uma alternativa viável de aplicação em sala de aula [8]. Portanto, faz-se necessário buscar uma alternativa de baixo custo que possa ser usada pelo público em geral. É possível encontrar na literatura vários espectroscópios simples que foram projetados usando materiais facilmente obtidos, como papelão e redes de difração feitas de discos de CDs e DVDs, tornando a prática mais acessível [4,8,9].

Pensando nisso, o Clube de Astronomia Uruguaiana da Universidade Federal do Pampa (UNIPAMPA) campus Uruguaiana fez dos espectroscópios caseiros uma das atrações apresentadas nas visitações e eventos municipais e estaduais. A simplicidade e efetividade dos espectroscópios chamaram bastante atenção dos alunos em todos os eventos, mas principalmente, chamaram a atenção dos professores, curiosos e ansiosos para aplicar a prática em suas aulas. Por isso, neste trabalho, buscando satisfazer a demanda destes professores, apresentamos uma forma de levar a espectroscopia para os laboratórios das escolas através da construção de um espectroscópio com rede de difração caseiro e de baixo custo que pode ser utilizado tanto para observação visual quanto registro fotográfico, tal qual um espectrógrafo.

Para tanto, objetivamos explorar a eficácia do modelo de espectroscópio do Public Lab Spectral Workbench através de análises e calibrações de espectros de diferentes fontes luminosas. A partir disso, coletamos e calibramos diferentes espectros de lâmpadas caseiras e de iluminação pública, além de fazer um teste de chama com amostras de cloreto de sódio (NaCl, sal de cozinha) para testar a efetividade do aparato.

2. A Espectroscopia

A espectroscopia é o estudo da absorção e emissão de luz pela matéria. Envolve a divisão da luz (ou mais precisamente da radiação eletromagnética) em seus comprimentos de onda constituintes (ou espectro) [1]. As linhas espectrais são extremamente importantes na astronomia, porque fornecem evidências detalhadas sobre a composição química de objetos distantes [10].

Os primeiros experimentos em espectroscopia foram conduzidos na faixa da luz visível, que é a região mais acessível do espectro eletromagnético e pode ser detectada pelo olho humano. Foi nessa mesma região que, em 1665, Isaac Newton realizou uma série de experimentos famosos sobre a dispersão da luz branca utilizando um prisma triangular de vidro, estabelecendo as bases para a compreensão moderna da decomposição da luz. Esses experimentos revelaram que a luz branca era, na verdade, composta por uma variedade de cores que formam o arco-íris [10]. Newton cunhou o termo “espectro” para descrever essa sequência de cores que surgem quando a luz branca passa pelo prisma (Figura 1). Essa descoberta abriu caminho para o desenvolvimento dos primeiros espectroscópios, que utilizavam prismas para dispersar a luz e estudar suas características espectrais.

Figura 1
Luz branca dispersada por um prisma (Fonte: [11]).

De fato, em 1802, William Wollaston desenvolveu um espectroscópio melhorado, que incorporava lentes para focalizar o espectro solar. No entanto, ele observou um resultado inesperado: em vez de obter um espectro contínuo, como esperado de um corpo negro, ele encontrou um espectro com falhas, apresentando linhas pretas que substituíam certos comprimentos de onda. Em outras palavras: havia pequenas faixas de cores ausentes no espectro [4]. Wollaston foi o primeiro a perceber a presença de uma série de linhas escuras no espectro solar.

Alguns anos após as observações iniciais de Wollaston, em 1814, Joseph von Fraunhofer fez uma descoberta independente ao repetir o experimento clássico de Newton, no qual observou e ampliou o espectro solar usando lentes e um prisma [3]. Ele também identificou as mesmas linhas escuras no espectro e essas linhas foram posteriormente denominadas “linhas de Fraunhofer” ou linhas de absorção, uma vez que Fraunhofer descobriu que elas correspondiam à absorção de comprimentos de onda específicos de luz por elementos químicos presentes na atmosfera do Sol. Fraunhofer contou mais de 600 dessas linhas e hoje os físicos já detectaram mais de 30 mil delas [3]. Na Figura 2 abaixo, é possível comparar um espectro contínuo (a) com o espectro solar (b), mostrando as linhas observadas por Fraunhofer e Wollaston.

Figura 2
Exemplos de espectros(Fonte: [4]).

Posteriormente, por volta de 1850, Robert Bunsen e Gustav Kirchhoff descobriram que a vaporização de substâncias químicas produz espectros que exibem uma série de linhas espectrais [3]. As primeiras aplicações foram a observação dos espectros de emissão de várias amostras em uma chama, a origem de testes de chama para vários elementos, bem como a análise do espectro solar [12]. A partir de várias observações desse tipo, eles descobriram que cada elemento ou composto químico produz seu próprio padrão característico de linhas espectrais, podendo ser diferenciado de todos os outros.

Os químicos descobriram que o espectro de uma chama consiste em um padrão de finas linhas espectrais brilhantes, chamadas linhas de emissão, contra um fundo escuro e não um espectro de corpo negro [3]. Uma linha espectral brilhante surge porque pelo menos alguma luz adicional está sendo emitida em um comprimento de onda específico (também pode ser chamada de linha de emissão). Após, na década de 1860, Kirchhoff realizou descobertas significativas sobre as condições de formação e observação dos espectros. Suas conclusões foram resumidas em três postulados fundamentais, agora conhecidos como as leis de Kirchhoff (Figura 3): 1) Um sólido, líquido ou gás denso produz um espectro contínuo – um arco-íris completo de cores sem qualquer linha espectral. Isto é chamado de espectro de corpo negro; 2) Um gás rarefeito produz um espectro de linhas de emissão – uma série de linhas espectrais brilhantes contra um fundo escuro; 3) A luz de um objeto com espectro contínuo que passa através de um gás frio produz um espectro de linhas de absorção – uma série de linhas espectrais escuras entre as cores do arco-íris.

Figura 3
Leis de Kirchhoff para a espectroscopia (Fonte: [3]).

Em geral, uma nuvem de gás pode tanto emitir quanto absorver luz. O que determina qual espectro será observado nesse caso (se de emissão ou absorção) é a temperatura da nuvem, sendo as linhas de absorção vistas em nuvens de gás frias, e as de emissão em nuvens de gás quentes. As leis de Kirchhoff ajudam a entender o fenômeno das linhas de absorção no espectro solar: ainda que o Sol se comporte como um corpo negro e emita, de fato, um espectro contínuo, sem linhas, gases existentes entre o Sol e a Terra (a atmosfera terrestre e inferior do Sol), causam as linhas que observamos no espectro conforme explicado pela Lei 3. A luz do Sol e a luz de outras estrelas passam através de vários gases frios em seu caminho até nós. Assim, a luz das estrelas também produz espectros de linhas de absorção pelos mesmos motivos [3].

Ainda que estas leis tivessem sido estabelecidas observacionalmente por Kirchhoff, ainda faltava uma teoria que explicasse como isso ocorria. Na época da descoberta de Kirchhoff, os cientistas sabiam que toda matéria era composta de átomos, mas não sabiam como os átomos eram estruturados e as teorias tradicionais do eletromagnetismo não conseguiam explicar os fenômenos de absorção e emissão. Essa resposta só veio a aparecer no início do século XX, com o desenvolvimento da física nuclear e da mecânica quântica e com os trabalhos de Rutherford e Bohr [3].

Niels Bohr começou seus estudos sobre a conexão entre os espectros atômicos e a estrutura atômica tentando entender a estrutura do mais simples e leve dos elementos: o hidrogênio. Quando Bohr terminou, ele encontrou não apenas uma maneira de explicar o espectro desse átomo, mas também uma justificativa para as leis de Kirchhoff em termos de física atômica. Uma informação conhecida pelos cientistas na época de Bohr era que o átomo de hidrogênio podia emitir e absorver apenas quatro comprimentos de onda específicos na faixa da luz visível: 656 nm, 486 nm, 434 nm e 410 nm, mas apenas esses [13]. Para explicar tal fato, Bohr assumiu que o módulo do momento angular do elétron poderia assumir apenas múltiplos inteiros positivos de uma constante (ℏ). Ou seja, Bohr descobriu que a energia de um elétron é quantizada, podendo assumir apenas os valores múltiplos dessa constante [1].

Na teoria de Bohr, embora o elétron esteja confinado a uma dessas órbitas permitidas enquanto circula o núcleo, ele pode pular de uma órbita de Bohr para outra (na verdade, Bohr chamou essas órbitas de níveis eletrônicos). Para que um elétron salte entre as órbitas, o átomo de hidrogênio deve ganhar ou perder uma quantidade específica de energia. Um átomo deve absorver energia para que o elétron vá de uma órbita interna para uma externa (ou de um nível de energia mais baixo para um mais elevado). E um átomo deve liberar energia para que o elétron vá de uma órbita externa para uma interna (de um nível eletrônico excitado para um mais fundamental) [3]. Eis como este modelo orbital de Bohr também explica as leis de Kirchhoff: Quando o elétron salta de uma órbita para outra, a energia do fóton que é emitido ou absorvido é igual à diferença de energia entre essas duas órbitas. Essa diferença de energia e, portanto, a energia do fóton, é a mesma, seja o salto de uma órbita baixa para uma órbita alta ou de uma órbita mais alta de volta para uma mais baixa.

Ou seja: os elétrons mudam de órbita absorvendo ou emitindo fótons. Entretanto, eles não podem absorver qualquer fóton que encontrem. Os elétrons podem absorver apenas aqueles fótons com a energia exata para impulsioná-los a uma órbita permitida de energia mais alta. Isto é, os fótons que são absorvidos são aqueles de energia igual à diferença entre as energias de duas órbitas permitidas. Todos os fótons que não satisfazem esta condição passam direto através do átomo. Se o elétron parte de seu estado fundamental, então ele deve obter exatamente a energia necessária para movê-lo para um estado excitado. Se ele já estiver em um estado excitado, então, pela absorção de um fóton, deve transitar para um estado excitado de energia ainda maior [3]. Em resumo, as linhas de emissão ou absorção dos espectros são os fótons que foram absorvidos ou emitidos pela mudança de nível eletrônico de um elétron e que podemos observar ao decompor o espectro.

3. Construção do Espectroscópio

A construção de um espectroscópio é baseada em um princípio relativamente simples. O componente central do dispositivo é a rede de difração ou o prisma, que tem a função de dispersar a radiação incidente em seus diferentes comprimentos de onda. Para que o espectroscópio funcione adequadamente, é necessário incluir uma fenda, responsável por limitar a quantidade de luz que entra no instrumento e melhorar a definição do espectro resultante. O dispositivo forma imagens da fenda para cada comprimento de onda, de modo que, se a fenda for muito larga, a imagem resultante também será, o que compromete a resolução do espectro [4].

Diversos trabalhos ao longo dos anos apresentam os Compact Discs (CDs) e os Digital Versatile Discs (DVDs) como alternativas às redes de difração [4,6,7,8,9]. Essa comparação se deve à semelhança fundamental entre ambos. Uma rede de difração é um elemento óptico composto por um pedaço de vidro com milhares de ranhuras paralelas muito próximas umas das outras. O que permite que uma rede de difração funcione é justamente a presença desse grande número de linhas paralelas em sua superfície, pois elas refletem a luz de diferentes cores em diferentes direções. Essa separação das cores (comprimento de onda) é o que permite a análise do espectro do objeto. Uma boa rede de difração tem mais de 10 mil ranhuras por centímetro e o espaçamento entre as ranhuras deve ser mantido regular [3].

Os CDs e DVDs funcionam de forma semelhante, pois, para armazenar informação, fazem uso de protuberâncias espaçadas por uma distância muito pequena, localizadas em um conjunto de trilhos aproximadamente paralelos. A luz, quando atinge esses trilhos, reflete sistematicamente cores diferentes em diferentes direções – ou seja, eles se comportam da mesma forma que uma rede de difração, e por isso são frequentemente utilizados para a confecção de espectroscópios caseiros [13].

Neste trabalho, usamos mídias DVD-R HP 16×, 4.7 GB especificamente como rede de difração. Essa escolha foi motivada pelo fato de que os DVDs, por apresentarem trilhas mais próximas entre si, oferecem maior densidade de linhas, o que resulta em uma melhor resolução espectral em comparação aos CDs [15]. Ainda que mídias do tipo CD-R sejam suficientes para demonstrações e observações qualitativas, sua menor densidade de linhas pode dificultar a visualização de detalhes mais sutis no espectro, como linhas próximas ou pouco intensas.

Chegamos a testar o espectroscópio com mídias CD-R e observamos que as linhas espectrais ficam de fato levemente menos definidas e a imagem menos nítida, embora ainda seja possível enxergar a maioria delas com clareza quando se trata de fontes próximas e intensas, como lâmpadas fluorescentes ou de LED. No entanto, no caso do espectro solar, essa limitação pode ficar mais evidente, pois as linhas mais fracas ou muito próximas podem se confundir. Por isso aqui preferimos o uso do DVD-R, mesmo que, para fins didáticos, a diferença entre os dois não seja tão grande.

Para acoplar a rede de difração à fenda e isolar o interior de interferência de outras fontes de luz do ambiente, costuma-se utilizar tubos de papelão. Neste trabalho, optamos pelo modelo disponibilizado pelo projeto de pesquisa público Spectral Workbench (Figura 4). O Spectral Workbench foi uma plataforma online de código aberto, que funcionou como uma biblioteca de espectrofotometria voltada para o desenvolvimento de técnicas de ciência do tipo faça-você-mesmo [6]. Seu principal objetivo era tornar a ciência acessível a qualquer pessoa interessada, independentemente da formação acadêmica. Embora o site atualmente não esteja em pleno funcionamento devido à falta de financiamento, os modelos de espectroscópios ainda podem ser baixados por qualquer usuário¹.

Figura 4
Modelo de espectroscópio fornecido pelo Spectral Workbench.

A partir do momento em que temos o modelo do espectroscópio em mãos, a montagem é fácil e intuitiva. Os materiais necessários são ²:

• Molde da estrutura do espectroscópio;

• Cartolina preta;

• Disco de CD ou DVD;

• Tesoura e/ou estilete;

• Fita adesiva e/ou fita isolante;

Primeiramente, iniciamos com a preparação do CD/DVD que vai servir como nossa rede de difração, conforme o passo a passo na Figura 5. Começamos fazendo um corte no CD para facilitar a remoção da película refletora (o lado onde está impressa a marca do fabricante). Para isso, basta colar fita adesiva sobre a película e então puxar, a película deve sair colada na fita adesiva, deixando o CD/DVD completamente transparente (Figura 5a e b). Após, apenas refilamos o pedaço do disco para que caiba no espectroscópio (Figura 5c).

Figura 5
Processo de preparação da rede de difração com CD ou DVD: a. colar fita adesiva na superfície revestida. b. película refletora removida da superfície após retirar a fita. c. recorte do disco já completamente transparente.

É importante salientar que, como em qualquer rede de difração, é fundamental evitar tocar na superfície do disco, pois impressões digitais e arranhões podem comprometer a qualidade do espectro resultante. Por essa razão, CDs/DVDs novos tendem a produzir espectros de melhor qualidade. Além disso, quanto mais afastado do centro do disco o recorte for feito, melhor será o resultado, já que nas extremidades as ranhuras são menos curvas (Figura 6), o que contribui para um espectro mais linear.

Figura 6
Comparação entre as ranhuras em uma grade de difração (ideal) e as ranhuras de CDs/DVDs. Nestes, as ranhuras são concêntricas, acompanhando o formato de disco.

Seguindo para a montagem, começamos transferindo o molde (Figura 4) para uma cartolina preta fosca (Figura 7). A cartolina é uma opção mais resistente para a confecção do espectroscópio, pois não amassa com tanta facilidade quanto o papel comum. Caso a cartolina utilizada seja branca ou translúcida, recomenda-se pintar o lado interno com tinta preta (Figura 7b) para reduzir a passagem de luz e melhorar o contraste do espectro. Observação: se a cartolina já possuir um dos lados pretos, esse lado pode ser utilizado como o interior do espectroscópio, dispensando a necessidade de pintura. Em seguida, recortamos as fendas nas extremidades do molde conforme mostrado na Figura 7a. Em uma extremidade, cortamos uma fenda de aproximadamente 1 cm de altura por 0,5 mm de largura; na outra, uma abertura de cerca de 1 cm².

Figura 7
a. Molde e fendas já recortados e b. pintura do interior.

Após finalizar os recortes, posicionamos o CD/DVD na abertura quadrada, garantindo que as ranhuras do disco fiquem paralelas à fenda na extremidade oposta, conforme mostrado na Figura 8. Caso contrário, o espectro resultante ficará distorcido [4]. Em seguida, dobramos as abas do molde e selamos as bordas com fita isolante para garantir que fiquem bem vedadas, impedindo a entrada de luz, exceto pelas aberturas feitas nas extremidades. A Figura 9 mostra o espectroscópio finalizado e pronto para uso. Para utilizá-lo, basta apontar a fenda (Figura 9b) na direção da fonte luminosa e observar pelo visor de CD/DVD (Figura 9a).

Figura 8
Referência para posicionamento da grade de difração. Deixamos a curvatura do disco para facilitar o posicionamento, pois a extremidade côncava deve ser paralela à fenda na outra extremidade.

Figura 9
Espectroscópio finalizado com extremidades revestidas com fita isolante para minimizar a entrada de luz.

Esse espectroscópio permite a observação de diversos tipos de fontes luminosas, como lâmpadas (fluorescentes, incandescentes, halógenas, de vapor de sódio, mercúrio, LED, etc.), telas de eletrônicos (computadores, celulares, televisores), retroprojetores, velas, postes de iluminação pública e até os espectros solar e lunar. No entanto, é fundamental ter cautela: ao fazer observações oculares, NUNCA aponte o espectroscópio diretamente para o Sol, pois isso pode causar danos graves à visão. Em vez disso, observe reflexos, como em uma parede clara ou nas nuvens [9]. As abas ao redor do visor do CD/DVD facilitam o encaixe na câmera do smartphone, permitindo registros fotográficos, bastando fixá-las na capa do celular com fita adesiva. Essa possibilidade dispensa a observação ocular direta, tornando o uso mais seguro. Ainda assim, deve-se evitar apontar a câmera diretamente para o Sol, pois a luz intensa pode danificar o sensor.

4. Calibração

Para fazer a análise de espectros em geral, é necessário que passem por um processo de calibração. A calibração visa estabelecer uma correspondência entre a medida instrumental de uma grandeza física e os valores físicos conhecidos dessa grandeza [7]. Para a realização da calibração em comprimento de onda de um espectro, deve-se estabelecer uma correspondência entre a posição física (na imagem) onde se encontra uma linha espectral medida em pixels e os seus respectivos comprimentos de onda em nanômetros (nm).

Para tanto, utilizamos o método descrito em [7]: extraímos a matriz da imagem utilizando o software livre ImageJ ³. Abrimos a imagem a ser analisada e extraímos uma amostra dos dados da imagem utilizando a ferramenta “straight” com a espessura da linha na ordem de 30. Em seguida, plotamos o gráfico de intensidade por pixels no menu “analyse > plot profile”. O programa gera um gráfico como exemplificado na Figura 10 e a partir daí é possível extrair as medidas e realizar a calibração, para isso, basta ir em “list of values” no canto inferior esquerdo da tela do gráfico e então em “save data”. O programa abrirá uma janela com os valores numéricos dos dados. O arquivo terá duas colunas, a primeira sendo a identificação do pixel da imagem e a segunda o valor correspondente à intensidade média do intervalo de linhas capturado (selecionado através da ferramenta “straight”). Basta então copiar os dados para uma planilha e definir as correspondências.

Figura 10
Exemplo de gráfico gerado pelo ImageJ: oriundo da análise de uma lâmpada de iluminação pública de sódio.

Para isso, primeiramente identificamos duas ou mais linhas de absorção marcantes no gráfico, determinamos seus valores em pixels e as associamos aos seus comprimentos de onda já conhecidos encontrados na literatura [16,17,18]. Escolhemos as duas linhas identificadas mais distantes entre si e utilizamos a Equação 1 para fazer a correspondência com o restante dos valores:

(1) $$\lambda (L)={\lambda }_2+(L-L_2)\frac{{\lambda }_1-{\lambda }_2}{L_1-L_2}$$

Aqui, λ₁ representa o comprimento de onda para à primeira linha de absorção identificada e λ₂ o da segunda linha, L₁ é o valor em pixel correspondente a primeira linha na tabela, e L₂ o correspondente a segunda linha identificada. De acordo com [7], essa função pode ser utilizada para calibração, pois a distribuição de comprimentos de onda é linear com o ângulo de difração e, portanto, com a posição do pixel. Por fim, apenas normalizamos os valores da segunda coluna para a intensidade.

5. Espectros Obtidos

A seguir, apresentamos os espectros obtidos utilizando lâmpadas domésticas, de iluminação pública e a luz solar como fontes. As imagens foram registradas com câmeras de smartphone e também com uma câmera digital Canon⁴, sendo esta última empregada para obter registros de maior qualidade, facilitando a análise e a calibração dos espectros. A diferença entre os sensores pode explicar a variação na nitidez dos resultados: a câmera digital possui um sensor maior e mais sensível à luz, o que reduz o ruído e permite captar linhas espectrais mais finas e bem definidas. Já o smartphone, embora registre imagens de boa resolução, aplica correções automáticas que suavizam os detalhes, tornando os picos espectrais um pouco mais largos e menos nítidos. Optou-se por trabalhar com ambas as câmeras justamente para comparar os resultados obtidos com equipamentos de diferentes níveis de acesso, evidenciando que mesmo recursos simples, como a câmera de um celular, podem produzir registros úteis para fins didáticos e experimentais.

A Figura 11 apresenta o espectro de uma lâmpada de LED moderna (15W, 100Vâ 240V, 60Hz, 6500K, luz branca fria). Os LEDs (light-emitting diodes, ou diodos emissores de luz) são notoriamente mais eficientes do que lâmpadas incandescentes e fluorescentes em termos de consumo energético [18]. O espectro dessas lâmpadas é um contínuo de luz sem quaisquer outras características espectrais, ou seja, sem linhas de emissão (brilhantes) ou absorção (escuras), simulando o de um corpo negro. As lâmpadas de LED muito brancas mostram um espectro de cores com brilho crescente na parte azul do espectro, o que infelizmente pode causar impactos negativos ao meio ambiente [19,20]. Já que não podemos identificar linhas espectrais, não foi possível calibrar o espectro na Figura 11 como feito com as demais lâmpadas, mas o incluímos no catálogo como demonstração de um espectro contínuo.

Figura 11
Espectro de uma lâmpada de LED caseira fotografada com a câmera.

A Figura 12 apresenta dois espectros de uma lâmpada de iluminação pública de Alta Pressão de Sódio (HPSL), fotografados com o smartphone (Figura 12a) e pela câmera digital (Figura 12b), respectivamente. As HPSLs são lâmpadas de descarga em meio gasoso que utilizam vapor de sódio para gerar luz [18]. Elas são amplamente usadas na iluminação urbana, em especial em contextos onde se busca reduzir a poluição luminosa, seja para favorecer a observação astronômica, seja para mitigar impactos negativos sobre a biodiversidade [19,20].

Figura 12
Espectro de uma lâmpada de iluminação pública de sódio (HPSL).

É possível observar, no intervalo espectral correspondente à cor amarela do espectro, uma linha intensa e bem definida característica da absorção provocada pelo elemento sódio. Essa linha, conhecida como linha D do sódio, resulta da transição eletrônica entre os níveis 3p e 3s e aparece próxima de 589 nm, sendo uma das feições mais marcantes e facilmente identificáveis nos espectros de absorção e emissão contendo esse elemento. Embora apareça como uma única linha na imagem, ela corresponde, na verdade, a um dubleto (as linhas D₁ e D₂ do sódio), como originalmente descritas por Fraunhofer [12]. No entanto, devido à resolução limitada do espectroscópio, o dubleto do sódio não pôde ser resolvido separadamente, resultando na visualização de uma única linha escura mais larga. A linha turquesa (498,00 nm) também é emitida pelo sódio, normalmente é bastante fraca em baixa pressão, mas torna-se intensa em condições de alta pressão, como no caso dessa lâmpada [18]. A maioria das outras linhas nas regiões do verde, azul e violeta surgem do mercúrio, que é adicionado a composição da lâmpada [17].

A Figura 13 apresenta os resultados da calibração dos espectros da Figura 12. É possível perceber que o gráfico do espectro fotografado com o smartphone apresenta linhas mais suaves; no entanto, o contorno geral do espectro se mantém, permitindo identificar os mesmos picos e vales observados na imagem capturada pela câmera. As emissões do sódio são destacadas pelas marcações 1, 2 e 4 (linha D), as demais marcações são emissões advindas do mercúrio presente na lâmpada.

Figura 13
Calibração da lâmpada de alta pressão de sódio (HPSL).

Abaixo, a Tabela 1 apresenta a comparação entre os valores obtidos após a calibração e os valores de referência encontrados na literatura [16] para a posição das linhas de emissão e absorção. A primeira coluna indica a numeração das linhas, também utilizada na Figura 13, onde setas marcam suas posições no gráfico. A segunda coluna traz os comprimentos de onda de referência (medidos em nanômetros), enquanto a terceira e quarta mostram os valores medidos experimentalmente com o espectroscópio. As duas últimas colunas apresentam os erros percentuais calculados em relação aos valores de referência tanto para a câmera quanto para o smartphone.

Tabela 1
Comparação entre linhas de emissão teóricas e medidas no espectro da lâmpada de sódio (HPSL) fotografada com o espectroscópio.

Linha	Ref.	Câmera	Smart.	Erro1	Erro2
	(nm)	(nm)	(nm)	(%)	(%)
1	498,00	498,00	498,00	0,00	0,00
2	515,00	506,10	514,60	1,73	0,08
3	569,00	568,60	568,50	0,07	0,09
4	595,00	595,00	596,20	0,00	0,20
5	616,00	616,40	616,00	0,06	0,00

• Nota: Ref. indica os valores de referência retirados de [16], e Smart. corresponde aos comprimentos de onda obtidos no o espectro registrado pelo smartphone.

A Figura 14 apresenta dois espectros obtidos a partir de uma Lâmpada Fluorescente caseira moderna, registrados com o smartphone (a) e a câmera digital (b), respectivamente. As Lâmpadas Fluorescentes Compactas (compact fluorescent lamp, CFL) são amplamente utilizadas em ambientes internos ou ao redor de residências [17]. Essas lâmpadas também contêm mercúrio em seu interior e fósforo no revestimento. Além disso, as CFLs podem ser fabricadas com diferentes temperaturas de cor, variando desde tons de branco muito frios (5000-6500K), passando pelo branco neutro (3500K), até o branco suave ou quente (2700K) [18].

Figura 14
Espectros de uma lâmpada fluorescente compacta caseira (CFL).

Na imagem, os picos nas regiões violeta (436,6 nm) e verde (546,5 nm) são resultado direto da presença de mercúrio no interior da lâmpada, responsável por emitir luz nessas frequências específicas [16]. Esses picos característicos permitem identificar a assinatura espectral do mercúrio com clareza. Abaixo, a Figura 15 mostra os resultados da calibração dos espectros obtidos na Figura 14, oferecendo uma comparação mais precisa entre os dados capturados pelo smartphone (a) e pela câmera digital (b), além de indicar a precisão das medições realizadas.

Figura 15
Calibração da lâmpada fluorescente compacta (CFL).

Nessa comparação, observam-se diferenças como a suavização e o alargamento dos picos, efeitos atribuídos à menor resolução do smartphone e à saturação do sensor. A Figura 15 apresenta setas que indicam as linhas espectrais identificadas, cujos comprimentos de onda estão listados na Tabela 2, que relaciona os valores calibrados com os de referência da literatura para as emissões e absorções observadas. As linhas verde e violeta do espectro, correspondentes às emissões do mercúrio, estão assinaladas pelas marcações 1 e 3 no gráfico.

Tabela 2
Comparação dos valores teóricos e medidos no espectro da CFL obtido com o espectroscópio.

Linha	Ref.	Câmera	Smart.	Erro1	Erro2
	(nm)	(nm)	(nm)	(%)	(%)
1	436,60	436,60	436,60	0,00	0,00
2	487,70	489,40	491,20	0,35	0,72
3	542,40	544,30	542,30	0,35	0,02
4	546,50	548,70	546,50	0,40	0,00
5	593,40	595,70	576,50	0,39	2,85
6	599,70	602,50	578,40	0,47	3,55
7	611,60	614,70	593,30	0,51	2,99
8	625,70	623,20	599,10	0,40	4,26
9	631,10	631,10	611,60	0,00	3,09

• Nota: Ref. indica os valores de Referência retirados de [17, e Smart. corresponde aos comprimentos de onda obtidos com o espectro registrado pelo Smartphone.

A Figura 16 mostra o espectro Solar com as linhas de Fraunhofer. É possível perceber que o espectro registrado pelo smartphone (Figura 16a) dá a impressão de ser um espectro contínuo, pois a intensidade das linhas é muito alta, quase indistinguíveis do resto do espectro. Foi necessário diminuir a intensidade do brilho da imagem para conseguir distinguir melhor as linhas do espectro de primeira ordem, pois a imagem tendia a ficar saturada com ambos os dispositivos. Devido a essa dificuldade de distinguir as linhas, não foi possível calibrar o espectro gerado pelo smartphone.

Figura 16
Espectro solar.

No entanto, a Figura 17 apresenta os resultados da calibração do espectro registrado pela câmera na Figura 16b, destacando algumas das principais linhas de absorção e seus respectivos elementos. Entre os elementos responsáveis por essas linhas, podem-se identificar as assinaturas espectrais do Hidrogênio (H), Magnésio (Mg), Ferro (Fe) e Sódio (Na). Essas linhas são marcadores importantes no estudo espectroscópico, pois cada um desses elementos possui padrões característicos de absorção que auxiliam na análise e interpretação dos espectros obtidos.

Figura 17
Gráfico do espectro solar calibrado.

A Tabela 3 relaciona os valores obtidos após a calibração com os valores encontrados na literatura para a posição das linhas de emissão e absorção [17]. As linhas correspondem, respectivamente, aos elementos e transições identificadas como Hγ (430,8 nm) e Hβ (486,1 nm), ambas pertencentes à série de Balmer do hidrogênio, seguidas pelas linhas características do magnésio (518,4 nm), ferro (527,0 nm) e sódio (589,6 nm). Os comprimentos de onda medidos pelo espectroscópio apresentaram erros percentuais inferiores a 0,3%, evidenciando a boa precisão do instrumento mesmo com materiais de baixo custo.

Tabela 3
Comparação entre linhas de emissão teóricas e as medidas no espectro solar fotografado com o espectroscópio.

Linha	Ref.	Câmera	Erro
	(nm)	(nm)	(%)
Hγ	430,80	430,80	0,00
Hβ	486,10	487,46	0,29
Mg	518,40	519,36	0,19
Fe	527,00	527,88	0,17
Na	589,60	589,60	0,00

• Nota: Ref. indica os valores de referência retirados de [16].

É interessante perceber nos espectros fotografados que as linhas espectrais registradas apresentam certa curvatura (Figura 18). Isso se deve ao fato de as mídias de CD/DVD terem as ranhuras dispostas ao longo do disco, como mencionado anteriormente na Figura 6.

Figura 18
Exemplo de linhas espectrais curvas (grade para comparação).

Por fim, também testamos o espectroscópio realizando um teste de chama com solução de cloreto de sódio. A Figura 19 abaixo mostra um recorte da gravação ⁵ que fizemos ao queimar algodão embebido na solução de NaCl.

Figura 19
Recorte da gravação do teste de chama com solução de NaCl mostrando emissão na faixa do amarelo (sódio).

Na Figura 19, é possível notar a proeminência de uma linha amarela/alaranjada intensa, característica da emissão do sódio presente no NaCl (sal de cozinha), com comprimento de onda em torno de 589,0 nm [12]. Essa emissão ocorre devido à excitação térmica dos elétrons do sódio, que ao retornarem aos seus níveis fundamentais, liberam fótons com energia correspondente à transição eletrônica. Esse fenômeno permite uma conexão direta entre a cor da chama observada e os estados quânticos dos átomos, oferecendo uma excelente oportunidade para discutir com os alunos conceitos como quantização da energia, espectros de emissão e estrutura eletrônica dos elementos.

Embora o teste tenha sido realizado apenas com sal de cozinha por questões de por questões de disponibilidade de reagentes, a metodologia pode ser facilmente expandida com o uso de outros sais metálicos para o teste de chama, como cloreto de cobre (CuCl₂), que emite coloração verde-azulada, ou cloreto de estrôncio (SrCl₂), com emissão avermelhada, caso o professor tenha acesso. A diversidade espectral obtida com diferentes compostos torna essa atividade extremamente rica do ponto de vista didático, possibilitando uma abordagem comparativa entre os elementos e incentivando discussões sobre aplicações reais, como os fogos de artifício, as lâmpadas coloridas e os lasers de emissão seletiva. Além disso, o uso de espectroscopia para identificar substâncias também pode ser usada para introduzir os alunos à ideia de técnicas analíticas empregadas em áreas como a química forense, a astrofísica e a farmacologia.

No entanto, é preciso destacar os cuidados necessários para a realização do teste de chama: trata-se de uma atividade que envolve fogo e materiais inflamáveis, portanto, deve ser realizada sob supervisão de um adulto ou professor responsável, em ambiente seguro e ventilado. Recomenda-se o uso de óculos de proteção e a adoção de medidas básicas de segurança, como manter materiais combustíveis afastados, evitar o contato direto com a chama e ter acesso facilitado a equipamentos de primeiros socorros e extintor de incêndio, para eventual necessidade.

Por fim, é importante mencionar que realizar o registro e calibração de lâmpadas de iluminação pública contribui com um acervo de informações que podem ser úteis tanto para astrônomos profissionais quanto amadores. Afinal, são úteis na calibração de perfis espectrais e na identificação de fontes de poluição luminosa urbana. Essas lâmpadas interferem na observação astronômica, portanto, conhecer seu espectro facilita a descontaminação de dados de interesse, como o estudo de estrelas e galáxias distantes [12].

Além disso, entender o espectro das lâmpadas usadas no dia a dia tanto em casa quanto na iluminação pública pode impactar a qualidade de vida da população. A luz artificial noturna impacta negativamente o meio ambiente, interferindo na fauna, flora, visibilidade das estrelas e saúde humana. Lâmpadas com emissão intensa na faixa azul, por exemplo, podem suprimir a produção de melatonina, afetando o ciclo circadiano [19]. Lâmpadas de LED brancas (6500 K) também atraem mais insetos, o que pode perturbar os ecossistemas onde são instaladas [20]. Portanto, o estudo dos espectros de fontes luminosas, mesmo com instrumentos simples, como o espectroscópio apresentado neste trabalho, constitui uma ferramenta poderosa para o ensino interdisciplinar, permitindo articular conteúdos de física, química, biologia e ciências ambientais com temas de saúde pública, astronomia e sustentabilidade urbana.

6. Considerações Finais

Ao final deste trabalho, conseguimos registrar e calibrar espectros de cinco fontes luminosas distintas: lâmpada LED, HPSL, CFL, Sol e o teste de chama com NaCl. Os resultados foram comparados com os valores de comprimento de onda aceitos pela literatura, mostrando uma diferença mínima em relação aos dados de referência (Tabelas 1, 2, 3). O erro percentual máximo observado foi de 1,73% para as medições com câmera digital e 4,26% para as obtidas com o smartphone, indicando que, mesmo com equipamentos acessíveis e de baixo custo, é possível obter resultados confiáveis e coerentes com os valores de referência. Por isso, acreditamos que o modelo de espectroscópio criado pelo Public Lab é uma ótima ferramenta para ser utilizada em sala de aula, pois além de ser simples e barato, apresenta resultados bem semelhantes aos profissionais, podendo, por isso, ser um grande aliado da experimentação em sala de aula.

Nesta perspectiva, a construção de um espectroscópio caseiro apresenta-se como uma prática experimental acessível e de baixo custo capaz de ilustrar fenômenos da mecânica quântica (sendo um dos poucos experimentos de quântica acessíveis na Educação Básica que podem ser realizados) como a transição eletrônica e mudança de estado quântico de um átomo. Além disso, o experimento permite explorar o caráter ondulatório da luz, demonstrando conceitos como interferência, difração e radiação eletromagnética.

Assim, o espectroscópio e a espectroscopia também podem funcionar como uma ferramenta multi e interdisciplinar nas aulas de ciências, pois permitem que os alunos explorem conceitos importantes tanto de química quanto física. Como por exemplo: a identificação de elementos, já que com um espectroscópio, os alunos podem observar as linhas espectrais de diferentes elementos e compará-las com um espectro de referência para identificar quais elementos estão presentes em uma amostra. Isso permite que os alunos compreendam a importância da luz na identificação de elementos e como isso é aplicado em diversas áreas da ciência. Além disso, os espectroscópios também são usados em astronomia para analisar a luz emitida por estrelas e outras fontes celestes. Isso pode ajudar os alunos a entender como a luz é usada para estudar o universo e como a espectroscopia é usada em diversas áreas da ciência.

Ademais, se o professor optar por incluir o processo de calibração como parte da atividade, os alunos poderão vivenciar o método científico de forma completa. Iniciando com uma pergunta desafiadora, como “como sabemos a cor das estrelas?”, os alunos podem formular hipóteses, pesquisar sobre espectroscopia, montar o espectroscópio, coletar dados, calibrar os resultados e analisar as descobertas. Esse processo oferece uma imersão prática em como a ciência é conduzida no mundo real, expondo os alunos aos desafios inerentes ao trabalho científico.

Embora o foco deste estudo tenha sido a análise do modelo disponibilizado pelo Public Lab, vale destacar que espectroscópios podem ser construídos com materiais reciclados e sem a necessidade de impressões e dobraduras complexas. Utilizando caixas de creme dental, por exemplo, é possível atender aos requisitos básicos de funcionamento – uma fenda, uma rede de difração e um interior escuro – e construir instrumentos eficazes para uso didático.

Em síntese, os temas abordados com o uso de um espectroscópio incluem a natureza da luz, fenômenos ondulatórios (como difração, polarização e interferência), óptica geométrica, ondas eletromagnéticas, cosmologia, descoberta de elementos químicos e fundamentos da teoria quântica, entre outros. Esperamos que este trabalho possa servir de guia para professores interessados em trazer experimentação científica para a sala de aula, proporcionando aos alunos uma experiência educativa prática e enriquecedora.

Disponibilidade de Dados

Todo o conjunto de dados que dá suporte aos resultados deste estudo foi publicado no próprio artigo.

Referências

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• 1
  Download do modelo pode ser feito aqui.
• 2
  O custo estimado por unidade de espectroscópio é de ≈ R$ 0,61, considerando os seguintes materiais: cartolina japonesa (R$ 2,25 cada, rendimento de 16 unidades ≈ R$ 0,14/un), DVD (R$ 1,95 cada, rendimento de 12 unidades ≈ R$ 0,16/un) e fita isolante (R$ 5,00 cada, rendimento de 16 unidades ≈ R$ 0,31/un).
• 3
  Além do ImageJ, existem outros softwares gratuitos para análise espectral, como o Vespucci, o SpectraGryph e o OpenChrom. Para fins de demonstração em sala de aula, também há aplicativos para iPhone (iOS), como o SpectralViewer e o Spectroscope. Apps Android foram testados, mas apresentaram limitações de acesso à câmera e à galeria e, portanto, não puderam ser usados com este modelo de espectroscópio, pois não conseguiam analisar a imagem.
• 4
  Modelos utilizados: Canon EOS Rebel T7 EF-S 18â 55mm f/3.5â 5.6 IS II e Motorola Moto G60S.
• 5
  Acesse o vídeo em: youtube.com/shorts/-iq6jLL1tEU.

Editado por

• Editor-Chefe:
  Marcello Ferreira https://orcid.org/0000-0003-4945-3169

Datas de Publicação

• Publicação nesta coleção
  12 Dez 2025
• Data do Fascículo
  2025

Histórico

• Recebido
  28 Jul 2025
• Revisado
  18 Out 2025
• Aceito
  26 Out 2025