Astronomia

Espectro de luz solar visível

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Portanto, a luz visível das estrelas pode ser usada para identificar os elementos dessa estrela, observando as linhas de emissão espectral e comparando essas linhas com as linhas de emissão de vários elementos (e seus isótopos) aqui na terra. Esses comprimentos de onda de linha bem conhecidos também podem ser usados ​​para determinar o movimento relativo dessa estrela em relação à Terra, observando o deslocamento vermelho (ou azul) dos comprimentos de onda dessas linhas espectrais. Seria razoável supor que nosso próprio sol emita essas mesmas linhas espectrais bem definidas, que deveriam aparecer em comprimentos de onda específicos (com base nos elementos do sol).

No entanto, a luz do sol aparece (principalmente) branca e usando um prisma mostra um arco-íris de cores bastante consistente em todo o espectro visível, ao invés do que se esperaria ver (com base na análise do espectro de emissão de outras estrelas) de picos em comprimentos de onda específicos. Então, o que está fazendo com que a luz de espectro total do sol apareça na superfície da Terra se o que estou assumindo são linhas espectrais específicas sendo geradas a partir da fusão no próprio sol?

Tenho certeza de que estou perdendo algo no meu entendimento, mas não tenho certeza do que seja. Eu entendo (a partir desta pergunta: qual a profundidade da linha Fraunhofer "A" no espectro solar? É da atmosfera do Sol ou da Terra?) Que a atmosfera da Terra absorve comprimentos de onda específicos de luz, mas por que a luz do Sol seria consistente em seu espectro visível se a luz estelar típica for gerada em comprimentos de onda de espectro específicos?


Quando olhamos para as linhas espectrais no espectro de uma estrela, estamos na verdade procurando linhas de absorção, não linhas de emissão. O espectro de uma estrela geralmente se assemelha ao de um corpo negro, contínuo e liso. No entanto, existem elementos na atmosfera da estrela que absorvem parte da luz emitida; estes criam linhas de absorção características no espectro que observamos.

Há uma razão para que o espectro de uma estrela se assemelhe ao de um corpo negro. H- opacidade significa que parte da fotosfera solar é opticamente espessa para uma ampla gama de frequências. Isso, por sua vez, significa que a emissão não vem mais de apenas algumas frequências correspondentes a alguns elementos. Este espectro parece contínuo e, portanto, como um corpo negro.


O que você está perdendo é que a resolução de um prisma não é alta o suficiente para resolver as linhas espectrais relativamente estreitas. Além do mais, a luz que é gerada por reações de fusão não atinge a superfície do sol por um longo tempo e se espalha e se divide um grande número de vezes ao longo do caminho, removendo qualquer assinatura de fusão de suas origens. A razão pela qual podemos ter certeza de que a fusão está acontecendo lá é porque podemos detectar neutrinos solares que saem do Sol quase completamente desimpedidos e têm o espectro esperado do processo de fusão.

Para saber mais, dê uma olhada nas leis da espectroscopia de Kirchhoff.

De volta ao espectro do sol. Temos alguns motivos para confiar em nossa capacidade de medir as linhas de absorção do sol, independentemente da atmosfera. Primeiro, a quantidade de atmosfera pela qual olhamos para o sol depende do ângulo do sol no céu (um conceito chamado massa de ar). Portanto, se observarmos o sol em ângulos diferentes e acompanharmos como a absorção muda com a massa do ar, podemos extrapolar o espectro de volta para a massa do ar zero. Em segundo lugar, há pelo menos um elemento que foi descoberto pela primeira vez por suas linhas de absorção no espectro solar: hélio (em homenagem ao deus grego do sol, Hélios), então podemos ter certeza de que as medições que estamos fazendo correspondem às medidas físicas realidade. Terceiro, realizamos medições usando satélites que estão acima da atmosfera.


Duas perguntas são feitas aqui. Sean Lake aborda o primeiro - não há nada de incomum na luz do sol; seu espectro contém muitas linhas de absorção escuras devido a vários elementos químicos. Você só precisa de uma resolução espectral razoavelmente alta (alta dispersão) para vê-los.

A luz do Sol vem da fotosfera. Não vemos o que está acontecendo no centro com luz. A luz emitida no centro do Sol é reabsorvida quase imediatamente. É quando os fótons têm uma chance razoável de escapar que define onde está a superfície visível. Em outras palavras, a fotosfera marca o ponto onde (movendo-se para dentro) a opacidade da luz aumenta rapidamente.

Essa opacidade não é a mesma em todos os comprimentos de onda. Onde há uma linha espectral, devido a uma transição de elétrons em um átomo, ela é mais alta. Nesses comprimentos de onda, os fótons só podem escapar se forem emitidos mais alto na fotosfera, em temperaturas mais frias. Essa luz é menos intensa do que em outros comprimentos de onda, portanto, vemos uma "linha de absorção".

Fora das linhas de absorção, a opacidade fotosférica deve ser menor, mas diferente de zero. A opacidade principal aqui é causada por transições livres de limites envolvendo o íon H $ ^ {-} $. Os elétrons têm um contínuo de estados livres que podem ocupar fora dos íons e átomos, de modo que esses processos ocorrem em uma faixa contínua de comprimentos de onda. O reverso desses processos de absorção (ou seja, emissão de limite livre) é o que fornece um espectro de emissão contínuo.

O espectro do Sol é, portanto, devido ao material em uma variedade de temperaturas (é por isso que não é um negro). Os fótons nas linhas de absorção (não são pretos, apenas desbotados) são emitidos a talvez 4500K, enquanto os fótons no continuum vêm de regiões mais quentes, talvez um pouco mais de 6000K.

Se não fosse pelo íon H $ ^ {-} $, o Sol pareceria um pouco menor, mais quente e com linhas de absorção mais profundas. Mas ainda haveria outros processos livres de limites ou livres ocorrendo nas camadas mais profundas e quentes do Sol que forneceriam fontes de absorção e emissão contínuas.


Espectro de luz solar visível - Astronomia

Ao final desta seção, você será capaz de:

  • Compreenda 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

Os objetos do universo enviam uma enorme gama de radiação eletromagnética. Os cientistas chamam esse intervalo de espectro eletromagnético, que eles dividiram em várias categorias. O espectro é mostrado em [link], com algumas informações sobre as ondas em cada parte ou banda.

Radiação e atmosfera terrestre. Esta figura mostra as bandas do espectro eletromagnético e quão bem a atmosfera da Terra as transmite. Observe que as ondas de alta frequência do espaço não chegam à superfície e, portanto, devem ser observadas do espaço. Alguns infravermelhos e microondas são absorvidos pela água e, portanto, são mais bem observados em grandes altitudes. As ondas de rádio de baixa frequência são bloqueadas pela ionosfera da Terra. (crédito: modificação do trabalho por STScI / JHU / NASA)


RADIAÇÃO ULTRAVIOLETA

Espectro de radiação eletromagnética para o sol

Uma visão geral das várias partes do espectro solar é fornecida na Tabela 1. A variável espectral é o comprimento de onda λ =c/ ν, onde c é a velocidade da luz e ν é a frequência (s −1 ou Hz). Na faixa espectral de UV e visível, λ é expresso em nanômetros (1 nm = 10 −9 m). A irradiância em cada faixa espectral é listada, bem como a variabilidade solar percentual conhecida, definida como o máximo menos o mínimo dividido pelo mínimo.

Tabela 1 . Sub-regiões do espectro

Sub-regiãoIrradiance (W m −2)Variabilidade solarComentários
Far UV (100 e ampltλ& amplt 200 nm)& amplt17–80%Dissocia O2. Excitação eletrônica discreta de linhas de ressonância atômica.
UV médio ou UV-C (200 & ampltλ& amplt280 nm)6.41–2%Dissocia O3 em intensas bandas de Hartley. Potencialmente letal para a biosfera.
UV-B (280 & ampltλ& amplt320 nm)21.1& amplt1%Alguma radiação atinge a superfície, dependendo de O3 profundidade óptica. Prejudicial para a biosfera. Responsável pelo eritema da pele.
UV-A (320 e ampltλ& amplt400 nm)85.7& amplt1%Alcança a superfície. Benigno aos humanos. Espalhados por nuvens, aerossóis e moléculas.
Visível ou PAR (400 & ampltλ& amplt700 nm)532≤0.1%Absorvido pelo oceano, por terra. Espalhados por nuvens, aerossóis e moléculas. Fonte de energia primária para a biosfera e sistema climático.
Próximo IR (0,7 e ampltλ& amplt3,5 μm)722Absorvido por O2, H2O, CO2 em bandas vibracionais discretas.

PAR: radiação fotossinteticamente ativa.

Adaptado com permissão de Thomas GE e Stamnes K (1999). Transferência radiativa na atmosfera e no oceano. Cambridge: Cambridge University Press.

Na Figura 1, mostramos a parte UV, visível e infravermelho próximo da irradiância solar espectral (comprimentos de onda menores que 1000 nm) medida a bordo de um satélite em órbita terrestre, acima da atmosfera. Os espectros de corpos negros ideais em várias temperaturas também são mostrados na Figura 1. Exigindo que a energia total emitida seja a mesma de um corpo negro, descobre-se que a temperatura efetiva do Sol & # x27s é 5778 K. Se as camadas radiantes do Sol tivessem uma temperatura uniforme em todas as profundidades, seu espectro corresponderia a um do corpo negro teórico curvas exatamente. Portanto, os desvios são o resultado da emissão de uma atmosfera solar não isotérmica. Alguns dos aspectos mais importantes do espectro de UV / visível são: (1) A maior parte da emissão surge dentro do fotosfera onde a profundidade óptica visível do Sol atinge a unidade. A estrutura mais fina é devido a Absorção de Fraunhofer por gases nas porções mais frias (mais altas) da fotosfera. (2) Para 125 nm & ltλ & lt380, a temperatura de radiação efetiva cai para valores tão baixos quanto 4500 K, devido ao aumento do número de linhas de absorção sobrepostas. Em comprimentos de onda ainda mais curtos, parte da emissão se origina no cromosfera que recobre a fotosfera, e a temperatura efetiva aumenta. (3) A irradiância UV é visivelmente dependente do ciclo solar, sendo mais intensa em alta atividade solar do que em baixa atividade solar.

Figura 1 . Irradiância solar extraterrestre, medida por um espectrômetro a bordo de um satélite em órbita terrestre. O espectro UV (119 & ampltλ & amplt420nm foi medido pelo instrumento SOLSTICE no satélite UARS (modificado a partir de um diagrama fornecido por GJ Rottmann, comunicação privada, 1995). As linhas verticais dividem os vários subintervalos espectrais definidos na Tabela 1. As curvas suaves são corpos negros calculados espectros para várias temperaturas de emissão.


Astronomia Foto do Dia

Descubra o cosmos! A cada dia, uma imagem ou fotografia diferente de nosso fascinante universo é apresentada, junto com uma breve explicação escrita por um astrônomo profissional.

Explicação: Ainda não se sabe por que a luz do Sol está faltando algumas cores. Acima estão todas as cores visíveis do Sol, produzidas pela passagem da luz do Sol através de um dispositivo semelhante a um prisma. O espectro acima foi criado no Observatório Solar McMath-Pierce e mostra, em primeiro lugar, que embora nosso Sol de aparência amarela emita luz de quase todas as cores, ele realmente parece mais brilhante na luz verde-amarela. As manchas escuras no espectro acima surgem do gás na superfície do Sol ou acima dela, absorvendo a luz solar emitida abaixo. Como diferentes tipos de gás absorvem diferentes cores de luz, é possível determinar quais gases compõem o sol. O hélio, por exemplo, foi descoberto pela primeira vez em 1870 em um espectro solar e só mais tarde encontrado aqui na Terra. Hoje, a maioria das linhas de absorção espectral foi identificada - mas não todas.


Astronomia Foto do Dia

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27 de junho de 2010
Todas as cores do sol
Crédito e direitos autorais: Nigel Sharp (NSF), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

Explicação: Ainda não se sabe por que a luz do Sol está faltando algumas cores. Acima estão todas as cores visíveis do Sol, produzidas pela passagem da luz do Sol através de um dispositivo semelhante a um prisma. O espectro acima foi criado no Observatório Solar McMath-Pierce e mostra, em primeiro lugar, que embora nosso Sol de aparência branca emita luz de quase todas as cores, ele realmente parece mais brilhante na luz verde-amarela. As manchas escuras no espectro acima surgem do gás na superfície do Sol ou acima dela, absorvendo a luz solar emitida abaixo. Como diferentes tipos de gás absorvem diferentes cores de luz, é possível determinar quais gases compõem o sol. O hélio, por exemplo, foi descoberto pela primeira vez em 1870 em um espectro solar e só mais tarde encontrado aqui na Terra. Hoje, a maioria das linhas de absorção espectral foi identificada - mas não todas.


Esta célula solar pode capturar todos os comprimentos de onda do espectro solar

As células solares tradicionais coletam apenas uma pequena porção da energia eletromagnética que se derrama sobre a Terra, e essa é uma das razões pelas quais tem sido tão desafiador obter eficiência solar além de 20-30 por cento. Uma equipe de pesquisadores da George Washington University desenvolveu um novo painel solar em camadas que pode absorver luz de uma faixa mais ampla do espectro, aumentando a eficiência para impressionantes 44,5%. Esta pode ser uma das células solares mais eficientes do mundo, se tudo correr como planejado.

Esses painéis não serão parecidos com os painéis fotovoltaicos padrão que você vê em telhados ou em parques solares abertos. Eles são baseados em painéis concentradores fotovoltaicos (CPV), que usam uma lente ou refletor para focar a luz do sol em uma área de superfície menor. O CPV pode tornar a geração de energia solar mais eficiente e barata, uma vez que os painéis não precisam ser tão grandes. O recorde atual de eficiência solar é de 46 por cento, que utilizou um design de painel CPV. No caso do novo estudo, a equipe está almejando um painel com menos de um milímetro quadrado.

O que realmente torna esse novo design potencialmente revolucionário é a maneira como as células são empilhadas umas sobre as outras. Cada camada é usada para absorver um comprimento de onda específico de luz, permitindo que outras passem e sejam coletadas mais abaixo. A maior parte da energia solar que cai na Terra tem comprimentos de onda de 250 nm a 2500 nm. Especificamente, essa célula em camadas é muito melhor na coleta de comprimentos de onda mais longos de luz no infravermelho. Esses têm menos energia do que comprimentos de onda mais curtos, mas há muito disso. O design atual detentor do recorde atinge o máximo em 1750 nm, então a equipe da George Washington University tem espaço para crescer.

Existem dois materiais diferentes usados ​​na construção das células para fazer isso. As camadas superiores são compostas por substratos fotovoltaicos convencionais, que capturam comprimentos de onda de luz mais curtos. Abaixo disso, a equipe usou um material avançado baseado em GaSb nas células que podem absorver energia de comprimentos de onda mais longos. Além disso, o procedimento de empilhamento usa o que é conhecido como impressão por transferência, que permite que as camadas sejam facilmente alinhadas e montadas para desempenho máximo.

A nova tecnologia de painel solar é notoriamente difícil de implementar na vida real. A principal desvantagem agora é o custo muito alto dessa célula solar empilhada. Não é eficaz do ponto de vista de custo, mas o custo de materiais e fabricação será reduzido no futuro. A classificação de eficiência de 44,5 por cento também pode ser aumentada com refinamentos adicionais.


Comprimentos de onda da luz visível

Imagens Tetra / Getty Images

Algumas pessoas podem ver mais longe nas faixas de ultravioleta e infravermelho do que outras, então as bordas da "luz visível" de vermelho e violeta não são bem definidas. Além disso, ver bem em uma extremidade do espectro não significa necessariamente que você pode ver bem na outra extremidade do espectro. Você pode testar a si mesmo usando um prisma e uma folha de papel. Faça brilhar uma luz branca brilhante através do prisma para produzir um arco-íris no papel. Marque as bordas e compare o tamanho do seu arco-íris com o dos outros.

Os comprimentos de onda da luz visível são:

  • Tolet: 380–450 nm (frequência de 688–789 THz)
  • Azul: 450–495 nm
  • Verde: 495-570 nm
  • Amarelo: 570-590 nm
  • laranja: 590-620 nm
  • vermelho: 620-750 nm (frequência 400-484 THz)

A luz violeta tem o comprimento de onda mais curto, o que significa que tem a maior frequência e energia. O vermelho tem o comprimento de onda mais longo, a frequência mais curta e a energia mais baixa.


Espectro de luz solar visível - Astronomia

Franklin Cardenas publicado em terça, 20 de fevereiro de 2018, Misc

A física solar é o ramo da astrofísica especializado no estudo do sol. Trata de medições detalhadas que só são possíveis para nossa estrela mais próxima. Ele se cruza com muitas disciplinas de física pura, astrofísica e ciência da computação, incluindo dinâmica de fluidos, física de plasma, incluindo magneto-hidrodinâmica, sismologia, física de partículas, física atômica, física nuclear, evolução estelar, física espacial, espectroscopia, transferência radiativa, óptica aplicada, sinal processamento, visão computacional, física computacional, física estelar e astronomia solar.

Durante o Renascimento, Nicolaus Copernicus propôs um modelo heliocêntrico do sistema solar. Seu trabalho foi defendido por Galileo Galilei e expandido por Johannes Kepler. Kepler foi o primeiro a desenvolver um sistema que descreveu corretamente os detalhes do movimento dos planetas ao redor do sol. No entanto, Kepler não conseguiu formular uma teoria por trás das leis que escreveu. Foi Isaac Newton, com sua invenção da dinâmica celestial e sua lei da gravitação, quem finalmente explicou os movimentos dos planetas. Newton também desenvolveu o telescópio refletor.

Endereços IP para roteadores wi-fi como 192.168.1.1 e 192.168.11.1.

A principal fonte de informação sobre corpos celestes e outros objetos é a luz visível ou, mais geralmente, a radiação eletromagnética. A astronomia observacional pode ser categorizada de acordo com a região correspondente do espectro eletromagnético em que as observações são feitas. Algumas partes do espectro podem ser observadas da superfície da Terra, enquanto outras partes são observáveis ​​apenas de grandes altitudes ou fora da atmosfera da Terra. Informações específicas sobre esses subcampos são fornecidas abaixo.


Luz visível: pesquisa reveladora na NNSA

Todo o arco-íris de radiação observável ao olho humano constitui apenas uma pequena porção do espectro eletromagnético - cerca de 0,0035 por cento. Essa faixa de comprimentos de onda é conhecida como luz visível.

Os pesquisadores do Laboratório Nacional de Los Alamos estão iluminando as possibilidades da energia solar com revestimentos de janela especializados que absorvem e convertem com eficiência a luz que passa por eles em eletricidade.

As janelas de alta tecnologia têm painel duplo com camadas de pontos quânticos. Essas nanopartículas podem ser ajustadas para absorver comprimentos de onda específicos, aumentando assim a eficiência e diminuindo o custo de coleta de energia da luz solar. Eles também oferecem sombreamento e isolamento.

Uma descoberta bastante colorida também foi feita por cientistas do Sandia National Laboratories. Eles criaram um “metamaterial” de mistura de luz que pode gerar 11 ondas de luz que vão desde o infravermelho próximo, passando pelas cores do arco-íris, até o ultravioleta.

Um metamaterial é feito de estruturas minúsculas e repetitivas que interagem com as ondas eletromagnéticas de uma forma que os materiais convencionais não podem.

No experimento, a equipe selecionou dois lasers com comprimentos de onda sintonizados nas frequências ressonantes do metamaterial, ou comprimentos de onda ideais, e os passou por uma série de nanocilindros para misturá-los. Os lasers saltaram dentro dos nanocilindros e criaram as 11 cores simultaneamente.

A pesquisa da NNSA abrange todo o espectro eletromagnético - dê uma olhada nas descobertas em outras frequências e como elas ajudam a promover as missões da Empresa de Segurança Nuclear.


Uma introdução à astronomia

O que é Astronomia? Astronomia é uma ciência natural que estuda objetos celestes (como luas, planetas, estrelas, nebulosas e galáxias), a física, química, matemática e evolução de tais objetos e fenômenos que se originam fora da atmosfera da Terra, incluindo explosões de supernovas , rajadas de raios gama e radiação cósmica de fundo.

Em astronomia, a principal fonte de informação sobre corpos celestes e outros objetos é a luz visível ou, mais geralmente, a radiação eletromagnética. A astronomia observacional pode ser dividida de acordo com a região observada do espectro eletromagnético. Algumas partes do espectro podem ser observadas da superfície da Terra & # 8217s, enquanto outras partes são observáveis ​​apenas de grandes altitudes ou do espaço. Informações específicas sobre esses subcampos são fornecidas abaixo.

Astrônomos profissionais e amadores deram contribuições significativas para a ciência.

Astronomia ótica, também chamada de astronomia de luz visível, é a forma mais antiga de astronomia. As imagens ópticas foram originalmente desenhadas à mão. No final do século 19 e na maior parte do século 20, as imagens eram feitas com equipamentos fotográficos. As imagens modernas são feitas com detectores digitais, principalmente detectores que usam dispositivos de carga acoplada (CCDs). Embora a própria luz visível se estenda de aproximadamente 4000 Å a 7000 Å (400 nm a 700 nm), o mesmo equipamento usado nesses comprimentos de onda também é usado para observar alguma radiação ultravioleta próxima e infravermelha próxima.

A Nebulosa Horsehead. Esta foto foi tirada na manhã de 5 de outubro de 2000, no Observatório Kitt Peak como parte do Programa de Observação Avançada. O telescópio era um Meade LX200 de 16 polegadas (f / 6.3) com uma câmera SBIG ST-8E CCD.

Radioastronomia estuda radiação com comprimentos de onda maiores que aproximadamente um milímetro. A radioastronomia é diferente da maioria das outras formas de astronomia observacional, pois as ondas de rádio observadas podem ser tratadas como ondas, em vez de fótons distintos. Conseqüentemente, é relativamente mais fácil medir a amplitude e a fase das ondas de rádio, ao passo que isso não é feito tão facilmente em comprimentos de onda mais curtos. Embora algumas ondas de rádio sejam produzidas por objetos astronômicos na forma de emissão térmica, a maior parte da emissão de rádio observada da Terra é vista na forma de radiação síncrotron, que é produzida quando os elétrons oscilam em torno de campos magnéticos. Além disso, várias linhas espectrais produzidas por gás interestelar, notadamente a linha espectral de hidrogênio a 21 cm, são observáveis ​​em comprimentos de onda de rádio. Uma grande variedade de objetos são observáveis ​​em comprimentos de onda de rádio, incluindo supernovas, gás interestelar, pulsares e núcleos galácticos ativos.

The Very Large Array (VLA) é um observatório de radioastronomia localizado a oeste de Socorro, Novo México. O VLA fez observações importantes de buracos negros e discos protoplanetários em torno de estrelas jovens, descobriu filamentos magnéticos e traçou movimentos complexos de gás no centro da Via Láctea & # 8217s, sondou os parâmetros cosmológicos do Universo e # 8217s e forneceu novos conhecimentos sobre os mecanismos físicos que produzem emissão de rádio.

Astronomia infravermelha lida com a detecção e análise de radiação infravermelha (comprimentos de onda maiores que a luz vermelha). Exceto em comprimentos de onda próximos à luz visível, a radiação infravermelha é fortemente absorvida pela atmosfera, e a atmosfera produz uma emissão infravermelha significativa. Conseqüentemente, os observatórios infravermelhos devem estar localizados em locais altos e secos ou no espaço. O espectro infravermelho é útil para estudar objetos que são muito frios para irradiar luz visível, como planetas e discos circunstelares. Comprimentos de onda infravermelhos mais longos também podem penetrar nuvens de poeira que bloqueiam a luz visível, permitindo a observação de estrelas jovens em nuvens moleculares e nos núcleos de galáxias. Algumas moléculas irradiam fortemente no infravermelho. Isso pode ser usado para estudar química no espaço, mais especificamente, pode detectar água em cometas.

As imagens de luz visível (esquerda) e infravermelho (direita) da constelação de Orion mostradas aqui são da mesma área. Essas imagens ilustram dramaticamente como os recursos que não podem ser vistos na luz visível aparecem com muito brilho no infravermelho.
(Créditos: Imagem de luz visível: Akira Fujii Imagem infravermelha: Satélite Astronômico Infravermelho)

Astronomia ultravioleta é geralmente usado para se referir a observações em comprimentos de onda ultravioleta entre aproximadamente 100 e 3200 Å (10 a 320 nm). A luz nesses comprimentos de onda é absorvida pela atmosfera da Terra & # 8217s, portanto, as observações nesses comprimentos de onda devem ser realizadas da atmosfera superior ou do espaço. A astronomia ultravioleta é mais adequada para o estudo da radiação térmica e linhas de emissão espectral de estrelas azuis quentes (estrelas OB) que são muito brilhantes nesta banda de onda. Isso inclui as estrelas azuis em outras galáxias, que foram alvos de várias pesquisas ultravioleta. Outros objetos comumente observados na luz ultravioleta incluem nebulosas planetárias, remanescentes de supernovas e núcleos galácticos ativos. No entanto, como a luz ultravioleta é facilmente absorvida pela poeira interestelar, um ajuste apropriado das medidas ultravioleta é necessário.

Nesta imagem da galáxia NGC 1512, o vermelho representa sua aparência de luz visível, o brilho vindo de estrelas mais antigas, enquanto o anel branco-azulado e os longos braços espirais azuis mostram a galáxia como o Galaxy Evolution Explorer a vê em ultravioleta, rastreando principalmente estrelas mais jovens. (Crédito: NASA / JPL-Caltech / DSS / GALEX

Astronomia de raios-x é o estudo de objetos astronômicos em comprimentos de onda de raios-X. Normalmente, os objetos emitem radiação de raios-X como emissão síncrotron (produzida por elétrons oscilando em torno das linhas do campo magnético), emissão térmica de gases finos acima de 107 (10 milhões) kelvins e emissão térmica de gases grossos acima de 107 Kelvin. Uma vez que os raios X são absorvidos pela atmosfera da Terra, todas as observações de raios X devem ser realizadas a partir de balões de alta altitude, foguetes ou espaçonaves. Fontes notáveis ​​de raios-X incluem binários de raios-X, pulsares, remanescentes de supernovas, galáxias elípticas, aglomerados de galáxias e núcleos galácticos ativos. De acordo com o site oficial da NASA & # 8217s, os raios X foram observados e documentados pela primeira vez em 1895 por Wilhelm Conrad Röntgen, um cientista alemão que os descobriu por acidente ao fazer experiências com tubos de vácuo. Por meio de uma série de experimentos, incluindo a famosa fotografia de raios-X que ele tirou da mão de sua esposa com uma aliança de casamento, Röntgen foi capaz de descobrir os elementos iniciais da radiação. O & # 8220X & # 8221, na verdade, tem seu próprio significado, pois representa a incapacidade de Röntgen & # 8217s de identificar exatamente que tipo de radiação era.

Vastas nuvens de gás quente estão se espalhando para frente e para trás em Abell 2052, um aglomerado de galáxias localizado a cerca de 480 milhões de anos-luz da Terra. Dados de raios-X (azul) da NASA & # 8217s Chandra X-ray Observatory mostram o gás quente neste sistema dinâmico, e dados ópticos (ouro) do Very Large Telescope mostram as galáxias.

Astronomia de raios gama é o estudo de objetos astronômicos nos comprimentos de onda mais curtos do espectro eletromagnético. Os raios gama podem ser observados diretamente por satélites como o Compton Gamma Ray Observatory ou por telescópios especializados chamados telescópios Cherenkov atmosféricos. Os telescópios Cherenkov não detectam os raios gama diretamente, mas sim os flashes de luz visível produzidos quando os raios gama são absorvidos pela atmosfera da Terra. A maioria das fontes emissoras de raios gama são, na verdade, explosões de raios gama, objetos que só produzem radiação gama por alguns milissegundos a milhares de segundos antes de desaparecerem. Apenas 10% das fontes de raios gama são fontes não transitórias. Esses emissores estáveis ​​de raios gama incluem pulsares, estrelas de nêutrons e candidatos a buracos negros, como núcleos galácticos ativos.

Os raios gama detectados por Fermi & # 8217s LAT mostram que o remanescente da supernova Tycho & # 8217s brilha na forma de luz de mais alta energia. Este retrato da estrela despedaçada inclui raios gama (magenta), raios X (amarelo, verde e azul), infravermelho (vermelho) e dados ópticos. (Crédito: Gamma ray, NASA / DOE / Fermi LAT Collaboration X-ray, NASA / CXC / SAO Infrared, NASA / JPL-Caltech Optical, MPIA, Calar Alto, O. Krause et al. E DSS)

Juntar tudo: Ao convergir uma série de imagens tiradas em diferentes tipos de astronomia (como visto acima), agora é possível ver objetos em vários comprimentos de onda!

Imagem multi-comprimento de onda da Nebulosa do Caranguejo, vista em raios-x (Chandra), ópticos (Hubble) e infravermelhos (Spitzer).
RAIO X: NASA / CXC / SAO / F.SEWARD ÓPTICO: NASA / ESA / ASU / J.HESTER & amp A.LOLL INFRAVERMELHO: NASA / JPL-CALTECH / UNIV. MINN./R.GEHRZ)


Assista o vídeo: Luz Visível Espectro Eletromagnético1 (Agosto 2022).