Quando a luz solar é analisada no espectrógrafo, as linhas de Fraunhofer indicam os elementos cujas emissões foram absorvidos pelo material gasoso que circunda o sol. Estou certo? Como são identificados os elementos cujas emissões não são absorvidas?

As linhas de Fraunhofer permitem identificar todos os componentes da atmosfera da estrela, pois eles são sempre gases a baixa pressão e absorvem luz emitida pela cromosfera que é a camada externa, também gasosa, mas a alta pressão. A emissão de luz pela cromosfera é do tipo incandescência, abrangendo todos os comprimentos de onda, não sendo possível se fazer uma análise espectral. A composição do interior da estrela tem que ser obtida por uma análise densimétrica, conhecendo-se o volume e a massa da estrela e fazendo-se suposições sobre a distribuição de pressão e densidade com a profundidade, o que pode ser feito com base em modelos teóricos que conjugam os efeitos da gravidade, da temperatura das camadas, da pressão da radiação provinda do núcleo e da geração de energia por reações nucleares. Esse sistema de equações pode ser resolvido e dar as porcentagens dos principais componentes, hidrogênio e hélio, que é o produto das reações nucleares. Os demais são traços, mas são importantes quando a estrela acaba seu estoque de hidrogênio e começa a queimar hélio e depois, sucessivamente os demais elementos até o ferro, a partir do qual não há mais reação de fusão e, então a estrela colapsa sob sua própria gravidade, provocando uma onda de choque cujo ricolchete espalha seu material pelo espaço, num fenômeno denominado "nova" ou "supernova", dependendo do tamanho. As nebulosas planetárias, algumas das quais eu pintei, são remanescentes dessas explosões. Esse material é que permeia o espaço e dá origem à formação de estrelas de segunda, terceira e seguintes gerações. O Sol é de segunda geração.
Um bom apanhado sobre isto você encontrará no capítulo 24 do livro "Astronomia e Astrofísica" de Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva.

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