Skip to main content
Global

5: Radiação e espectros

  1. Last updated
  2. Save as PDF
  • Page ID
    183526

    • \( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

    A estrela mais próxima está tão distante que a espaçonave mais rápida que os humanos construíram levaria quase 100.000 anos para chegar lá. No entanto, queremos muito saber de que material essa estrela vizinha é composta e como ela difere do nosso próprio Sol. Como podemos aprender sobre a composição química de estrelas que não podemos esperar visitar ou provar?

    Em astronomia, a maioria dos objetos que estudamos está completamente fora do nosso alcance. A temperatura do Sol é tão alta que uma espaçonave seria frita muito antes de chegar até ela, e as estrelas estão muito distantes para serem visitadas em nossas vidas com a tecnologia agora disponível. Até a luz, que viaja a uma velocidade de 300.000 quilômetros por segundo (km/s), leva mais de 4 anos para chegar até nós a partir da estrela mais próxima. Se quisermos aprender sobre o Sol e as estrelas, devemos confiar em técnicas que nos permitam analisá-las à distância.

    • 5.1: O comportamento da luz
      James Clerk Maxwell mostrou que sempre que partículas carregadas mudam de movimento, como fazem em cada átomo e molécula, elas emitem ondas de energia. A luz é uma forma dessa radiação eletromagnética. O comprimento de onda da luz determina a cor da radiação visível. O comprimento de onda (λ) está relacionado à frequência (f) e à velocidade da luz (c) pela equação c = λf. A radiação eletromagnética às vezes se comporta como ondas, mas outras vezes se comporta como se fosse uma partícula chamada fóton.
    • 5.2: O espectro eletromagnético
      O espectro eletromagnético consiste em raios gama, raios-X, radiação ultravioleta, luz visível, infravermelho e radiação de rádio. Muitos desses comprimentos de onda não conseguem penetrar nas camadas da atmosfera terrestre e devem ser observados do espaço, enquanto outros — como luz visível, rádio FM e TV — podem penetrar na superfície da Terra. A emissão de radiação eletromagnética está intimamente ligada à temperatura da fonte.
    • 5.3: Espectroscopia em Astronomia
      Um espectrômetro é um dispositivo que forma um espectro, frequentemente utilizando o fenômeno da dispersão. A luz de uma fonte astronômica pode consistir em um espectro contínuo, um espectro de emissão (linha brilhante) ou um espectro de absorção (linha escura). Como cada elemento deixa sua assinatura espectral no padrão de linhas que observamos, as análises espectrais revelam a composição do Sol e das estrelas.
    • 5.4: A estrutura do átomo
      Os átomos consistem em um núcleo contendo um ou mais prótons carregados positivamente. Todos os átomos, exceto o hidrogênio, também podem conter um ou mais nêutrons no núcleo. Elétrons carregados negativamente orbitam o núcleo. O número de prótons define um elemento (o hidrogênio tem um próton, o hélio tem dois e assim por diante) do átomo. Núcleos com o mesmo número de prótons, mas números diferentes de nêutrons, são isótopos diferentes do mesmo elemento.
    • 5.5: Formação de linhas espectrais
      Quando os elétrons passam de um nível de energia mais alto para um mais baixo, os fótons são emitidos e uma linha de emissão pode ser vista no espectro. As linhas de absorção são vistas quando os elétrons absorvem fótons e se movem para níveis mais altos de energia. Como cada átomo tem seu próprio conjunto característico de níveis de energia, cada um está associado a um padrão único de linhas espectrais. Isso permite que os astrônomos determinem quais elementos estão presentes nas estrelas e nas nuvens de gás e poeira entre as estrelas.
    • 5.6: O efeito Doppler
      Se um átomo está se movendo em nossa direção quando um elétron muda de órbita e produz uma linha espectral, vemos essa linha se deslocar levemente em direção ao azul de seu comprimento de onda normal em um espectro. Se o átomo estiver se afastando, vemos a linha deslocada em direção ao vermelho. Esse deslocamento é conhecido como efeito Doppler e pode ser usado para medir as velocidades radiais de objetos distantes.
    • 5.E: Radiação e espectros (exercícios)

    Miniatura: Esta fotografia do Sol foi tirada em vários comprimentos de onda de ultravioleta, que nossos olhos não conseguem ver, e depois codificada por cores para revelar atividades na atmosfera do Sol que não podem ser observadas na luz visível. É por isso que é importante observar o Sol e outros objetos astronômicos em comprimentos de onda diferentes da faixa visível do espectro. Essa imagem foi tirada por um satélite acima da atmosfera da Terra, o que é necessário, pois a atmosfera da Terra absorve grande parte da luz ultravioleta vinda do espaço. (crédito: modificação do trabalho pela NASA).