5.2: O espectro eletromagnético
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Entenda as bandas do espectro eletromagnético e como elas diferem umas das outras
- Entenda como cada parte do espectro interage com a atmosfera da Terra
- Explique como e por que a luz emitida por um objeto depende de sua temperatura
Objetos no universo emitem uma enorme faixa de radiação eletromagnética. Os cientistas chamam essa faixa de espectro eletromagnético, que eles dividiram em várias categorias. O espectro é mostrado na Figura\(\PageIndex{1}\), com algumas informações sobre as ondas em cada parte ou faixa.
Tipos de radiação eletromagnética
A radiação eletromagnética com os menores comprimentos de onda, não superiores a 0,01 nanômetro, é categorizada como raios gama (1 nanômetro = 10 —9 metros; veja o Apêndice D). O nome gama vem da terceira letra do alfabeto grego: os raios gama foram o terceiro tipo de radiação descoberta proveniente de átomos radioativos quando os físicos investigaram seu comportamento pela primeira vez. Como os raios gama carregam muita energia, eles podem ser perigosos para os tecidos vivos. A radiação gama é gerada nas profundezas do interior das estrelas, bem como por alguns dos fenômenos mais violentos do universo, como a morte de estrelas e a fusão de cadáveres estelares. Os raios gama que chegam à Terra são absorvidos pela nossa atmosfera antes de chegarem ao solo (o que é bom para nossa saúde); portanto, eles só podem ser estudados usando instrumentos no espaço.
A radiação eletromagnética com comprimentos de onda entre 0,01 nanômetro e 20 nanômetros é chamada de raios-X. Sendo mais energéticos do que a luz visível, os raios X são capazes de penetrar nos tecidos moles, mas não nos ossos, o que nos permite criar imagens das sombras dos ossos dentro de nós. Embora os raios X possam penetrar em um pequeno pedaço da carne humana, eles são interrompidos pelo grande número de átomos na atmosfera da Terra com os quais interagem. Assim, a astronomia de raios-X (como a astronomia de raios gama) não poderia se desenvolver até que inventássemos formas de enviar instrumentos acima de nossa atmosfera (Figura\(\PageIndex{2}\)).
A radiação intermediária entre os raios X e a luz visível é ultravioleta (significando maior energia que a violeta). Fora do mundo da ciência, a luz ultravioleta às vezes é chamada de “luz negra” porque nossos olhos não conseguem vê-la. A radiação ultravioleta é bloqueada principalmente pela camada de ozônio da atmosfera terrestre, mas uma pequena fração dos raios ultravioleta do nosso Sol penetra para causar queimaduras solares ou, em casos extremos de superexposição, câncer de pele em seres humanos. A astronomia ultravioleta também é melhor feita a partir do espaço.
A radiação eletromagnética com comprimentos de onda entre aproximadamente 400 e 700 nm é chamada de luz visível porque essas são as ondas que a visão humana pode perceber. Essa também é a faixa do espectro eletromagnético que atinge mais facilmente a superfície da Terra. Essas duas observações não são coincidentes: os olhos humanos evoluíram para ver os tipos de ondas que chegam do Sol com mais eficiência. A luz visível penetra na atmosfera da Terra de forma eficaz, exceto quando está temporariamente bloqueada pelas nuvens.
Entre a luz visível e as ondas de rádio estão os comprimentos de onda da radiação infravermelha ou térmica. O astrônomo William Herschel descobriu o infravermelho pela primeira vez em 1800 enquanto tentava medir as temperaturas de diferentes cores da luz solar espalhadas em um espectro. Ele percebeu que, ao posicionar acidentalmente seu termômetro além da cor mais vermelha, ele ainda registrava aquecimento devido a alguma energia invisível vinda do Sol. Essa foi a primeira dica sobre a existência das outras bandas (invisíveis) do espectro eletromagnético, embora levasse muitas décadas para que nosso entendimento completo se desenvolvesse.
Uma lâmpada de calor irradia principalmente radiação infravermelha, e as terminações nervosas da nossa pele são sensíveis a essa faixa do espectro eletromagnético. As ondas infravermelhas são absorvidas pelas moléculas de água e dióxido de carbono, que estão mais concentradas na atmosfera da Terra. Por esse motivo, a astronomia infravermelha é melhor feita a partir de altas montanhas, aviões voadores altos e naves espaciais.
Depois do infravermelho vem o conhecido micro-ondas, usado na comunicação de ondas curtas e nos fornos de microondas. (Os comprimentos de onda variam de 1 milímetro a 1 metro e são absorvidos pelo vapor de água, o que os torna eficazes no aquecimento de alimentos.) O prefixo “micro-” se refere ao fato de que as microondas são pequenas em comparação com as ondas de rádio, as próximas no espectro. Você deve se lembrar que o chá, que está cheio de água, esquenta rapidamente no forno de microondas, enquanto uma xícara de cerâmica, da qual a água foi removida ao assar, permanece fria em comparação.
Todas as ondas eletromagnéticas maiores que as microondas são chamadas de ondas de rádio, mas essa é uma categoria tão ampla que geralmente a dividimos em várias subseções. Entre as mais conhecidas estão as ondas de radar, que são usadas em armas de radar pelos agentes de trânsito para determinar a velocidade dos veículos, e as ondas de rádio AM, que foram as primeiras a serem desenvolvidas para transmissão. Os comprimentos de onda dessas diferentes categorias variam de mais de um metro a centenas de metros, e outras radiações de rádio podem ter comprimentos de onda de vários quilômetros.
Com uma faixa tão ampla de comprimentos de onda, nem todas as ondas de rádio interagem com a atmosfera da Terra da mesma maneira. As ondas FM e TV não são absorvidas e podem viajar facilmente pela nossa atmosfera. As ondas de rádio AM são absorvidas ou refletidas por uma camada na atmosfera terrestre chamada ionosfera (a ionosfera é uma camada de partículas carregadas no topo da nossa atmosfera, produzida por interações com a luz solar e partículas carregadas que são ejetadas do Sol).
Esperamos que esta breve pesquisa tenha deixado você com uma forte impressão: embora a luz visível seja o que a maioria das pessoas associa à astronomia, a luz que nossos olhos podem ver é apenas uma pequena fração da ampla gama de ondas geradas no universo. Hoje, entendemos que julgar algum fenômeno astronômico usando apenas a luz que podemos ver é como se esconder debaixo da mesa em um grande jantar e julgar todos os convidados por nada além de seus sapatos. Há muito mais em cada pessoa do que vemos embaixo da mesa. É muito importante que aqueles que estudam astronomia hoje evitem ser “chauvinistas da luz visível” — respeitar apenas as informações vistas por seus olhos, ignorando as informações coletadas por instrumentos sensíveis a outras bandas do espectro eletromagnético.
A tabela\(\PageIndex{1}\) resume as bandas do espectro eletromagnético e indica as temperaturas e objetos astronômicos típicos que emitem cada tipo de radiação eletromagnética. Embora, a princípio, alguns dos tipos de radiação listados na tabela possam parecer desconhecidos, você os conhecerá melhor à medida que seu curso de astronomia continuar. Você pode retornar a esta tabela à medida que aprende mais sobre os tipos de objetos que os astrônomos estudam.
| Tabela\(\PageIndex{1}\): Tipos de radiação eletromagnética | |||
|---|---|---|---|
| Tipo de radiação | Faixa de comprimento de onda (nm) | Irradiado por objetos a esta temperatura | fontes típicas |
| \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnéticaTipo de radiação” class="LT-phys-3638">Raios gama | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de faixa de comprimento de onda de radiação eletromagnética (nm)” class="LT-phys-3638">Menos de 0,01 | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnética irradiada por objetos a esta temperatura” class="LT-phys-3638">Mais de 108 K | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de fontes típicas de radiação eletromagnética” class="LT-phys-3638">Produzidas em reações nucleares; requerem processos de altíssima energia |
| \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnéticaTipo de radiação” class="LT-phys-3638">Raios X | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de faixa de comprimento de onda de radiação eletromagnética (nm)” class="lt-phys-3638">0,01—20 | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnética irradiada por objetos a esta temperatura” class="lt-phys-3638">106—108 K | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de fontes típicas de radiação eletromagnética” class="LT-phys-3638">Gás em aglomerados de galáxias, remanescentes de supernovas, coroa solar |
| \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnéticaTipo de radiação” class="LT-phys-3638">Ultravioleta | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de faixa de comprimento de onda de radiação eletromagnética (nm)” class="lt-phys-3638">20—400 | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnética irradiada por objetos a esta temperatura” class="lt-phys-3638">104—106 K | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de fontes típicas de radiação eletromagnética” class="LT-phys-3638">Restos de supernovas, estrelas muito quentes |
| \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnéticaTipo de radiação” class="LT-phys-3638">visible | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de faixa de comprimento de onda de radiação eletromagnética (nm)” class="lt-phys-3638">400—700 | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnética irradiada por objetos a esta temperatura” class="lt-phys-3638">103—104 K | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de fontes típicas de radiação eletromagnética” class="LT-phys-3638">Estrelas |
| \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnéticaTipo de radiação” class="LT-phys-3638">Infravermelho | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de faixa de comprimento de onda de radiação eletromagnética (nm)” class="lt-phys-3638">103—106 | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnética irradiada por objetos a esta temperatura” class="lt-phys-3638">10—103 K | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiações eletromagnéticasFontes típicas” class="LT-phys-3638">Nuvens frias de poeira e gás, planetas, luas |
| \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnéticaTipo de radiação” class="LT-phys-3638">Microondas | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de faixa de comprimento de onda de radiação eletromagnética (nm)” class="lt-phys-3638">106—109 | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnética irradiada por objetos a esta temperatura” class="LT-phys-3638">Menos de 10 K | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de fontes típicas de radiação eletromagnética” class="LT-phys-3638">galáxias ativas, pulsares, radiação cósmica de fundo |
| \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnéticaTipo de radiação” class="LT-phys-3638">Rádio | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de faixa de comprimento de onda de radiação eletromagnética (nm)” class="LT-phys-3638">Mais de 109 | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de radiação eletromagnética irradiada por objetos a esta temperatura” class="LT-phys-3638">Menos de 10 K | \ (\ PageIndex {1}\): Tipos de fontes típicas de radiação eletromagnética” class="LT-phys-3638">Restos de supernovas, pulsares, gás frio |
Radiação e temperatura
Alguns objetos astronômicos emitem principalmente radiação infravermelha, outros principalmente luz visível e outros ainda, principalmente radiação ultravioleta. O que determina o tipo de radiação eletromagnética emitida pelo Sol, estrelas e outros objetos astronômicos densos? A resposta geralmente acaba sendo a temperatura deles.
No nível microscópico, tudo na natureza está em movimento. Um sólido é composto por moléculas e átomos em vibração contínua: eles se movem para frente e para trás no lugar, mas seu movimento é muito pequeno para que nossos olhos possam ver. Um gás consiste em átomos e/ou moléculas que estão voando livremente em alta velocidade, esbarrando continuamente uns nos outros e bombardeando a matéria circundante. Quanto mais quente o sólido ou o gás, mais rápido é o movimento de suas moléculas ou átomos. A temperatura de algo é, portanto, uma medida da energia média de movimento das partículas que o compõem.
Esse movimento no nível microscópico é responsável por grande parte da radiação eletromagnética na Terra e no universo. À medida que átomos e moléculas se movem e colidem ou vibram no local, seus elétrons emitem radiação eletromagnética. As características dessa radiação são determinadas pela temperatura desses átomos e moléculas. Em um material quente, por exemplo, as partículas individuais vibram no local ou se movem rapidamente devido a colisões, então as ondas emitidas são, em média, mais energéticas. E lembre-se de que ondas de energia mais alta têm uma frequência maior. Em materiais muito frios, as partículas têm movimentos atômicos e moleculares de baixa energia e, portanto, geram ondas de baixa energia.
Confira o briefing da NASA ou o vídeo introdutório de 5 minutos da NASA para saber mais sobre o espectro eletromagnético.
Leis de radiação
Para entender, com mais detalhes quantitativos, a relação entre temperatura e radiação eletromagnética, imaginamos um objeto idealizado chamado corpo negro. Esse objeto (ao contrário do suéter ou da cabeça do instrutor de astronomia) não reflete nem dispersa nenhuma radiação, mas absorve toda a energia eletromagnética que cai sobre ele. A energia absorvida faz com que os átomos e moléculas nela vibrem ou se movam em velocidades cada vez maiores. À medida que fica mais quente, esse objeto irradia ondas eletromagnéticas até que a absorção e a radiação estejam em equilíbrio. Queremos discutir esse objeto idealizado porque, como você verá, as estrelas se comportam quase da mesma maneira.
A radiação de um corpo negro tem várias características, conforme ilustrado na Figura\(\PageIndex{3}\). O gráfico mostra a potência emitida em cada comprimento de onda por objetos de diferentes temperaturas. Na ciência, a palavra potência significa a energia que sai por segundo (e normalmente é medida em watts, com a qual você provavelmente está familiarizado ao comprar lâmpadas).
Em primeiro lugar, observe que as curvas mostram que, a cada temperatura, nosso objeto de corpo negro emite radiação (fótons) em todos os comprimentos de onda (todas as cores). Isso ocorre porque em qualquer gás sólido ou mais denso, algumas moléculas ou átomos vibram ou se movem entre colisões mais lentamente que a média e alguns se movem mais rápido que a média. Então, quando observamos as ondas eletromagnéticas emitidas, encontramos uma ampla faixa, ou espectro, de energias e comprimentos de onda. Mais energia é emitida na taxa média de vibração ou movimento (a parte mais alta de cada curva), mas se tivermos um grande número de átomos ou moléculas, alguma energia será detectada em cada comprimento de onda.
Segundo, observe que um objeto em uma temperatura mais alta emite mais energia em todos os comprimentos de onda do que um objeto mais frio. Em um gás quente (as curvas mais altas na Figura\(\PageIndex{3}\)), por exemplo, os átomos têm mais colisões e liberam mais energia. No mundo real das estrelas, isso significa que as estrelas mais quentes emitem mais energia em todos os comprimentos de onda do que as estrelas mais frias.
Em terceiro lugar, o gráfico mostra que quanto maior a temperatura, menor o comprimento de onda no qual a potência máxima é emitida. Lembre-se de que um comprimento de onda menor significa maior frequência e energia. Faz sentido, então, que objetos quentes emitam uma fração maior de sua energia em comprimentos de onda mais curtos (energias mais altas) do que objetos frios. Você pode ter observado exemplos dessa regra na vida cotidiana. Quando um queimador de um fogão elétrico é ligado em baixa potência, ele emite apenas calor, que é radiação infravermelha, mas não brilha com a luz visível. Se o queimador estiver ajustado para uma temperatura mais alta, ele começará a brilhar em um vermelho opaco. Em uma configuração ainda mais alta, ele brilha em um vermelho-alaranjado mais brilhante (comprimento de onda mais curto). Em temperaturas ainda mais altas, que não podem ser alcançadas com fogões comuns, o metal pode parecer amarelo brilhante ou mesmo azul-branco.
Podemos usar essas ideias para criar uma espécie aproximada de “termômetro” para medir as temperaturas das estrelas. Como muitas estrelas emitem a maior parte de sua energia na luz visível, a cor da luz que domina a aparência de uma estrela é um indicador aproximado de sua temperatura. Se uma estrela parece vermelha e outra azul, qual delas tem a temperatura mais alta? Como o azul é a cor de menor comprimento de onda, é o sinal de uma estrela mais quente. (Observe que as temperaturas que associamos a cores diferentes na ciência não são as mesmas que os artistas usam. Na arte, o vermelho costuma ser chamado de cor “quente” e o azul de cor “fria”. Da mesma forma, geralmente vemos vermelho na torneira ou nos controles do ar condicionado para indicar temperaturas altas e azul para indicar temperaturas frias. Embora esses sejam usos comuns para nós na vida diária, na natureza, é o contrário.)
Podemos desenvolver um termômetro estelar mais preciso medindo a quantidade de energia que uma estrela emite em cada comprimento de onda e construindo diagramas como a Figura\(\PageIndex{3}\). A localização do pico (ou máximo) na curva de potência de cada estrela pode nos dizer sua temperatura. A temperatura média na superfície do Sol, que é onde a radiação que vemos é emitida, acaba sendo de 5800 K. (Ao longo deste texto, usamos a escala de temperatura absoluta ou kelvin. Nessa escala, a água congela a 273 K e ferve a 373 K. Todo o movimento molecular cessa em 0 K. As várias escalas de temperatura são descritas no Apêndice D.) Há estrelas mais frias que o Sol e estrelas mais quentes que o Sol.
O comprimento de onda no qual a potência máxima é emitida pode ser calculado de acordo com a equação
\[ \lambda_{ \text{max}} = \frac{3 \times 10^6}{T} \nonumber\]
onde o comprimento de onda está em nanômetros (um bilionésimo de um metro) e a temperatura em K. Essa relação é chamada de lei de Wien. Para o Sol, o comprimento de onda no qual a energia máxima é emitida é de 520 nanômetros, próximo ao meio daquela porção do espectro eletromagnético chamada luz visível. As temperaturas características de outros objetos astronômicos e os comprimentos de onda nos quais eles emitem a maior parte de sua potência estão listados na Tabela\(\PageIndex{1}\).
Exemplo\(\PageIndex{1}\): Calculando a temperatura de um corpo negro
Podemos usar a lei de Wien para calcular a temperatura de uma estrela, desde que saibamos o comprimento de onda do pico de intensidade para seu espectro. Se a radiação emitida por uma estrela anã vermelha tem um comprimento de onda de potência máxima de 1200 nm, qual é a temperatura dessa estrela, supondo que seja um corpo negro?
Solução
Resolver a lei de Wien para a temperatura fornece:
\[ T= \frac{3 \times 10^6 \text{ nm K}}{ \lambda_{ \text{max}}} = \frac{3 \times 10^6 \text{ nm K}}{1200 \text{ nm}} = 2500 \text{ K} \nonumber\]
Exercício\(\PageIndex{1}\)
Qual é a temperatura de uma estrela cuja luz máxima é emitida em um comprimento de onda muito menor de 290 nm?
- Responda
-
\[ T= \frac{3 \times 10^6 \text{nm K}}{\lambda_{ \text{max}}} = \frac{3 \times 10^6 \text{ nm K}}{290 \text{ nm}} = 10,300 \text{ K} \nonumber\]
Como essa estrela tem um comprimento de onda de pico que está em um comprimento de onda menor (na parte ultravioleta do espectro) do que o do nosso Sol (na parte visível do espectro), não deve surpreender que a temperatura de sua superfície seja muito mais quente que a do nosso Sol.
Também podemos descrever nossa observação de que objetos mais quentes irradiam mais potência em todos os comprimentos de onda em uma forma matemática. Se somarmos as contribuições de todas as partes do espectro eletromagnético, obteremos a energia total emitida por um corpo negro. O que normalmente medimos de um objeto grande, como uma estrela, é o fluxo de energia, a potência emitida por metro quadrado. A palavra fluxo significa “fluxo” aqui: estamos interessados no fluxo de energia em uma área (como a área de um espelho de telescópio). Acontece que o fluxo de energia de um corpo negro à temperatura T é proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta. Essa relação é conhecida como lei de Stefan-Boltzmann e pode ser escrita na forma de uma equação como
\[F= \sigma T^4 \nonumber\]
onde\(F\) representa o fluxo de energia e\(\sigma\) (letra grega sigma) é um número constante (5,67 × 10 -8).
Observe o quão impressionante é esse resultado. Aumentar a temperatura de uma estrela teria um efeito tremendo na potência que ela irradia. Se o Sol, por exemplo, fosse duas vezes mais quente, ou seja, se tivesse uma temperatura de 11.600 K, ele irradiaria 2 4, ou 16 vezes mais energia do que agora. Triplicar a temperatura aumentaria a potência 81 vezes. As estrelas quentes realmente brilham com uma quantidade enorme de energia.
Exemplo\(\PageIndex{2}\): calcular a potência de uma estrela
Embora o fluxo de energia nos diga quanta energia uma estrela emite por metro quadrado, muitas vezes gostaríamos de saber quanta potência total é emitida pela estrela. Podemos determinar isso multiplicando o fluxo de energia pelo número de metros quadrados na superfície da estrela. As estrelas são principalmente esféricas, então podemos usar a fórmula\(4 \pi R^2\) para a área da superfície, onde\(R\) está o raio da estrela. A potência total emitida pela estrela (que chamamos de “luminosidade absoluta” da estrela) pode ser encontrada multiplicando a fórmula do fluxo de energia e a fórmula da área da superfície:
\[L=4 \pi R^2 \sigma T^4 \nonumber\]
Duas estrelas têm o mesmo tamanho e estão à mesma distância de nós. A estrela A tem uma temperatura de superfície de 6000 K, e a estrela B tem uma temperatura de superfície duas vezes maior, 12.000 K. Quanto mais luminosa é a estrela B em comparação com a estrela A?
Solução
\[L_A=4 \pi R_A^2 \sigma T_A^4 \text{ and } L_B=4 \pi R_B^2 \sigma T_B^4 \nonumber\]
Veja a proporção da luminosidade da Estrela A para a Estrela B:
\[ \frac{L_B}{L_A} = \frac{4 \pi R_B^2 \sigma T_B^4}{4 \pi R_A^2 \sigma T_A^4} = \frac{R_B^2T_B^4}{R_A^2T_A^4} \nonumber\]
Porque as duas estrelas são do mesmo tamanho\(R_A = R_B\), deixando
\[ \frac{T_B^4}{T_A^4} = \frac{(12,000 \text{ K})^4}{(8,000 \text{ K})^4} =24=16 \nonumber\]
Exercício\(\PageIndex{2}\)
Duas estrelas com diâmetros idênticos estão à mesma distância. Um tem uma temperatura de 8700 K e o outro tem uma temperatura de 2900 K. O que é mais brilhante? Quanto mais brilhante é?
- Responda
-
A estrela de 8700 K tem o triplo da temperatura, então é 3 4 = 81 vezes mais brilhante.
Conceitos principais e resumo
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. Quanto maior a temperatura de um emissor idealizado de radiação eletromagnética, menor é o comprimento de onda no qual a quantidade máxima de radiação é emitida. A equação matemática que descreve essa relação é conhecida como lei de Wien:\(\lambda_{ \text{max}} = (3 × 10^6)/T\). A potência total emitida por metro quadrado aumenta com o aumento da temperatura. A relação entre fluxo de energia emitida e temperatura é conhecida como lei de Stefan-Boltzmann:\(F = \sigma T^4\).
Glossário
- corpo negro
- um objeto idealizado que absorve toda a energia eletromagnética que cai sobre ele
- espectro eletromagnético
- toda a matriz ou família de ondas eletromagnéticas, do rádio aos raios gama
- fluxo de energia
- a quantidade de energia que passa por uma unidade de área (por exemplo, 1 metro quadrado) por segundo; as unidades de fluxo são watts por metro quadrado
- raios gama
- fótons (de radiação eletromagnética) de energia com comprimentos de onda não superiores a 0,01 nanômetro; a forma mais energética de radiação eletromagnética
- infravermelho
- radiação eletromagnética de comprimento de onda 103—106 nanômetros; maior que os comprimentos de onda mais longos (vermelhos) que podem ser percebidos pelo olho, mas menor que os comprimentos de onda de rádio
- microondas
- radiação eletromagnética de comprimentos de onda de 1 milímetro a 1 metro; maior que o infravermelho, mas menor que as ondas de rádio
- ondas de rádio
- todas as ondas eletromagnéticas maiores que as microondas, incluindo ondas de radar e ondas de rádio AM
- Lei de Stefan-Boltzmann
- uma fórmula a partir da qual a taxa na qual um corpo negro irradia energia pode ser calculada; a taxa total de emissão de energia de uma unidade de área de um corpo negro é proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta:\(F = \sigma T^4\)
- ultravioleta
- radiação eletromagnética de comprimentos de onda de 10 a 400 nanômetros; menor que os comprimentos de onda visíveis mais curtos
- luz visível
- radiação eletromagnética com comprimentos de onda de aproximadamente 400—700 nanômetros; visível ao olho humano
- Lei de Viena
- fórmula que relaciona a temperatura de um corpo negro com o comprimento de onda no qual ele emite a maior intensidade de radiação
- Raios-X
- radiação eletromagnética com comprimentos de onda entre 0,01 nanômetro e 20 nanômetros; intermediária entre os da radiação ultravioleta e os raios gama