Astronomia

Absorção de luz pela matéria

Absorção de luz pela matéria



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O que determina se os fótons podem ou não ser absorvidos pela matéria? Intuitivamente, a resposta é que uma partícula carregada pode absorver fótons (seja com carga positiva ou negativa), e as partículas neutras não. Mas a luz é freqüentemente absorvida pelos átomos na massa, aumentando seu movimento térmico. O problema com isso é que os átomos são neutros e, portanto, você não pensaria que eles poderiam absorver luz.


São os elétrons de um átomo que absorvem a energia do fóton, não o núcleo. A frequência da onda de luz que chega está nos níveis de energia dos elétrons da matéria ou próximo a ela. Os elétrons irão absorver a energia da onda de luz e mudar seu estado de energia.

Os átomos vibram perpetuamente a qualquer temperatura acima de zero Kelvin. Alguns desses átomos vibram com força suficiente para que sua energia vibracional seja aproximadamente igual à energia elétrica absorvida dos fótons (essencialmente, eles estão em ressonância com a energia do fóton). Esses átomos, então, fazem uma transição quântica de eletronicamente animado para vibracionalmente animado, o que significa que a energia faz com que todo o átomo se mova. Sentimos esse movimento como "calor". Os átomos que dão o salto para a excitação vibracional logo colidem com os átomos vizinhos, dissipando sua energia vibracional.


Como @Codosaur mencionou anteriormente, são os elétrons que absorvem a energia do fóton e não O núcleo.

Vamos dar um exemplo teórico para ver como isso funciona.

Imagine um átomo sem qualquer perturbação. Seus elétrons estão em um estado relaxado. Ou seja, os elétrons são estábulo em suas órbitas.

Agora, a energia de um fóton é absorvida pelo átomo. Isso pode possivelmente levar um (ou mais) elétrons do átomo a obter animado e vá para um nível de energia mais alto.

Quando o elétron vai para este estado excitado, é instável.

Para quem não sabe, quando um elétron vai de um estado de energia para outro (superior ou inferior não importa), é chamado de transição.

Para que a transição aconteça, a energia que já está presente no elétron deve ser maior ou igual à diferença entre os 2 níveis de energia.

A parte seguinte é apenas se você estiver interessado. Não está diretamente relacionado à questão.

Depois de se tornar instável, o elétron logo voltará ao seu estado normal estabilizado e também emitirá um fóton com uma energia da diferença entre os 2 níveis de energia do elétron.

Espero que isto ajude,

P.S. Este link tem uma visualização muito boa do mesmo.


É o contrário.

Uma partícula carregada isolada, semelhante a um ponto, como um elétron não pode absorver um fóton. É proibido, porque a energia e o momentum não podem ser conservados simultaneamente. Somente a dispersão é permitida em tais circunstâncias.

No entanto, uma partícula carregada que está dentro do campo elétrico de outra (por exemplo, um elétron no campo elétrico de um núcleo) posso absorver (ou emitir) um fóton.

A maneira de pensar sobre isso classicamente é em termos de momentos de dipolo elétrico. Um átomo não tem carga líquida, mas pode ter um momento de dipolo elétrico, porque as cargas positiva e negativa não estão no mesmo lugar. Este momento de dipolo elétrico pode interagir com as ondas eletromagnéticas de entrada e pode ser feito para oscilar pela extração de energia da onda de entrada.

Na extensão da mecânica quântica a esta imagem, o dipolo elétrico só vai oscilar em certos modos com energias discretas. Apenas fótons dentro de uma certa faixa estreita de frequências / energias serão capazes de excitar (ou desexcitar) essas oscilações.

A extensão da matéria a granel (e com isso eu suponho que você queira dizer sólidos) é que os próprios átomos são organizados em reticulados e outras estruturas. Estes têm momentos de dipolo elétrico (ou multipolo de ordem superior) que podem ser excitados em oscilação por ondas / fótons eletromagnéticos de maneira semelhante. ou seja, eles oferecem modos vibracionais adicionais que atuam como um caminho para a absorção e emissão de fótons.

PS.

Os próprios núcleos podem ter momentos dipolo elétricos ou momentos multipolares de ordem superior e são capazes de absorver (ou emitir) raios gama diretamente.


Absorção de luz pela matéria - Astronomia


Como observamos na seção sobre o átomo de Bohr, átomos isolados podem absorver e emitir pacotes de radiação eletromagnética com energias discretas ditadas pela estrutura atômica detalhada dos átomos. Quando a luz correspondente é passada por um prisma ou espectrógrafo, ela é separada espacialmente de acordo com o comprimento de onda, conforme ilustrado na imagem a seguir.

Separação de luz por um prisma de acordo com o comprimento de onda

Espectros de Contínuo, Emissão e Absorção

O espectro correspondente pode exibir um contínuo ou pode ter se sobreposto nas linhas brilhantes do contínuo (um Espectro de emissão ) ou linhas escuras (um espectro de absorção ), conforme ilustrado na figura a seguir.

Espectros contínuos, de emissão e de absorção

Origem dos espectros de continuum, emissão e absorção

As origens desses três tipos de espectros são ilustradas na figura a seguir.

Fontes de espectro contínuo, de emissão e de absorção


Desse modo, espectro de emissão são produzidos por gases finos nos quais os átomos não sofrem muitas colisões (por causa da baixa densidade). As linhas de emissão correspondem a fótons de energias discretas que são emitidos quando estados atômicos excitados no gás fazem transições de volta para níveis mais baixos.

UMA espectro contínuo resulta quando as pressões do gás são mais altas, de modo que as linhas são alargadas por colisões entre os átomos até que se espalhem em um continuum. Podemos ver um espectro contínuo como um espectro de emissão no qual as linhas se sobrepõem e não podem mais ser distinguidas como linhas de emissão individuais.

A espectro de absorção ocorre quando a luz passa por um gás frio e diluído e os átomos no gás são absorvidos em frequências características, uma vez que é improvável que a luz reemitida seja emitida na mesma direção do fóton absorvido; no espectro.

Série de Emissão e Absorção de Hidrogênio

O espectro do hidrogênio é particularmente importante na astronomia porque a maior parte do Universo é feita de hidrogênio. Os processos de emissão ou absorção em hidrogênio dão origem a Series , que são sequências de linhas correspondentes a transições atômicas, cada uma terminando ou começando com o mesmo estado atômico no hidrogênio. Assim, por exemplo, o Balmer Series envolve transições começando (para absorção) ou terminando (para emissão) com o primeiro estado excitado do hidrogênio, enquanto o Lyman Series envolve transições que começam ou terminam com o estado fundamental do hidrogênio, a imagem adjacente ilustra as transições atômicas que produzem essas duas séries em emissão.

Por causa dos detalhes da estrutura atômica do hidrogênio, a Série Balmer está no espectro visível e a Série Lyman está no UV. A imagem a seguir ilustra algumas das transições da série Balmer.

O espectro de Balmer do hidrogênio


As linhas de Balmer são designadas por H com um subscrito grego em ordem decrescente de comprimento de onda. Assim, a transição de Balmer de comprimento de onda mais longa é designada H com um alfa subscrito, a segunda H mais longa com um beta subscrito e assim por diante.


Polarização por Absorção

Os filtros Polaroid absorvem um componente da polarização enquanto transmitem os componentes perpendiculares. A intensidade da luz transmitida depende da orientação relativa entre a direção de polarização da luz que entra e o eixo de polarização do filtro.

Como funciona:

Filtros Polaroid consistem em uma matriz paralela de moléculas de cadeia longa cujos elétrons podem se mover ao longo do comprimento das moléculas, mas não pode se mover livremente através as moléculas estreitas. Se o campo elétrico da luz incidente for paralelo às moléculas longas, correntes microscópicas de elétrons são feitas para fluir e a energia da luz é finalmente absorvida e dissipada como calor (resistência ao fluxo de corrente). Por outro lado, se a luz incidente é polarizada de forma que seu campo elétrico seja perpendicular às cadeias longas, os elétrons não podem fluir, então não há corrente líquida, aquecimento ou absorção. Assim, apenas a luz de uma polarização (através das moléculas) é transmitida. Os filtros Polaroid são ensanduichados entre duas folhas de Plexiglas de 1/8 "de espessura, medindo 45 cm quadrados. 1 Para facilidade de uso, os eixos de polarização são marcados com fita amarela. Uma caixa de luz 2 é uma boa fonte de luz branca não polarizada. filtro é colocado na frente da caixa de luz e se torna o polarizador um segundo filtro serve como um analisador.A lei da extinção, conhecida como lei de intensidade cos 2 θ de Malus, pode ser demonstrada girando o filtro do analisador.

Configurando:

A bancada de leitura é o melhor local para a visualização - a extinção da luz é mais completa quando os filtros são vistos normalmente à superfície, portanto, a configuração deve ser o mais longe possível das primeiras filas para que os alunos sentados nas alas laterais ganhem ' t obter uma visão muito oblíqua. Em salas de aula muito grandes, pode fazer sentido ter a configuração em um carrinho de demonstração de aula que pode ser girado para dar a melhor visão para o público esquerdo, centro e direito. Obviamente, isso requer a repetição da demonstração três vezes consecutivas, mas não demora muito e vale a pena o tempo extra.

Comentários:

Esse tipo de filtro polarizador foi inventado por Edwin H. Land em 1928, quando ele era um estudante de graduação de 19 anos aqui em Harvard. Seu interesse foi estimulado pela leitura sobre alguns cristais polarizadores que foram descobertos em 1852 por William Herepath, um médico inglês, quando seu ajudante acidentalmente deixou cair um pouco de iodo na urina de um cão que havia sido alimentado com quinino! A maioria dos cristais não absorve todos os comprimentos de onda igualmente e, portanto, a luz transmitida é colorida. Esses cristais são chamados dicróico 3 porque mesmo a luz não polarizada que passa por eles em uma direção torna-se uma cor diferente da luz que passa por uma direção diferente.

1 O material de polarização é do tipo HN32 disponível na Polaroid Polarizer Division, 1 Upland Rd., Norwood MA 02062. Vem em folhas medindo 19 "× 50" × 0,030 "e é um polarizador linear de cor neutra do álcool polivinílico tipo de iodo. Tem uma transmitância luminosa total de aproximadamente 32% e uma transmitância de extinção de cerca de 0,005%. Representa o melhor equilíbrio entre transmissão e extinção para uso geral. Se for necessária densidade de extinção extrema, deve-se usar Polaroid Tipo HN22, que tem uma transmitância luminosa total de aproximadamente 22% e uma transmitância de extinção de cerca de 0,0005%. É ligeiramente de cor verde. Ambos os tipos podem ser usados ​​na região próxima do infravermelho (até cerca de 850 nm).
2 Logan modelo 2020 PortaView Light Box visualizador de slides / transparências mede aproximadamente 45 × 35 cm.
3 A palavra dicróico passou a significar qualquer material que produz luz polarizada por absorção - portanto, Polaroid é considerado dicróico.


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Espectros de absorção

A matéria pode emitir luz, mas o oposto também é verdadeiro: a matéria pode absorver luz. Na astronomia, esse fenômeno é frequentemente observado quando a luz branca, não importa qual seja sua fonte (a superfície do Sol ou outra estrela, por exemplo) passa por uma fina nuvem de gás ou poeira.

Nesse caso, em vez de ver um espectro contínuo do vermelho ao violeta, os astrônomos observarão um espectro no qual vários raios de cores estão faltando e linhas escuras tomam seu lugar.

Foi por volta de 1802 que o químico britânico William Hyde Wollaston percebeu pela primeira vez que o espectro do Sol exibe exatamente esse tipo de efeito. O espectro solar é descontínuo com numerosas linhas escuras ocorrendo entre as faixas coloridas. Na época, Wollaston não entendia por que isso acontecia.

Em 1814, o oculista alemão Josef von Fraunhofer também notou essas mesmas linhas escuras no espectro da luz solar. Embora ele também não tenha entendido seu significado, ele, no entanto, mediu e documentou as posições de 324 linhas.

Foi apenas em 1859 que o físico alemão Gustav Robert Kirchhoff compreendeu que as linhas escuras de Fraunhofer & rsquos correspondiam exatamente às linhas brilhantes emitidas por certos elementos conhecidos. Segundo ele, as linhas escuras representam elementos químicos específicos que estão presentes na atmosfera do Sol, mas estão absorvendo certos raios espectrais emitidos pela superfície do Sol.

Kirchhoff chamou esse tipo de espectro de & ldquoespectro de absorção & rdquo. Infelizmente, ele não entendeu na época como a matéria pode absorver os raios espectrais.

Em 1860, o astrônomo italiano Giovanni Battista Donati teve a ideia de anexar um espectroscópio ao seu telescópio. Ele estudou o espectro de cerca de quinze estrelas e publicou seus resultados em 1863. Ele foi seguido em 1862 pelo astrônomo amador britânico William Huggins, o astrônomo americano Lewis Morris Rutherfurd e o astrônomo italiano Angelo Secchi, todos os quais trabalharam independentemente no Sol, os planetas, a Lua e as estrelas.

Esses pesquisadores deram início a uma revolução científica ao serem os primeiros a extrair informações da luz emitida pelas estrelas. Eles foram rapidamente seguidos por outros astrônomos, e o estudo dos espectros de emissão se tornou o principal campo de estudo da astronomia. Apesar do progresso considerável, a explicação de como a luz poderia ser absorvida pela matéria ainda escapava aos cientistas da época.

O físico dinamarquês Niels Henrik David Bohr finalmente forneceu a resposta em 1913. Bohr desenvolveu um novo modelo do átomo que consiste em elétrons carregados negativamente que ocupam orbitais específicos em torno de um núcleo positivo.

Segundo Bohr, quanto mais distante o orbital do elétron estiver posicionado do núcleo, maior será o seu conteúdo de energia para compensar a grande distância do núcleo e sua força atrativa.

Quando um material frio é aquecido, alguns dos elétrons pularão de orbitais de baixa energia próximos ao núcleo para orbitais mais distantes e de alta energia. Para fazer isso, cada elétron deve aumentar seu conteúdo de energia para corresponder exatamente ao nível de energia do novo orbital que ocupará.

Bohr propôs que os elétrons absorvem essa energia extra na forma de “pacotes de energia”, conforme descrito por Planck e Einstein.

O mesmo tipo de fenômeno ocorre no espaço quando a luz emitida da superfície de uma estrela (como o Sol) brilha através dos gases mais frios da atmosfera ao seu redor. A atmosfera absorve parte da luz branca emitida pela estrela, o que produz um espectro de cores marcado por linhas escuras (linhas de absorção) características dos elementos presentes no gás.

O estudo do espectro de uma estrela e rsquos, portanto, nos dá informações sobre a composição química de sua atmosfera.


Flashes de luz na matéria escura

Estudo do espaço intergaláctico a partir da luz proveniente de quasares muito distantes: graças às simulações com um supercomputador, novas pesquisas oferecem novas evidências sobre um dos grandes mistérios do Universo.

Uma teia que passa por infinitos espaços intergalácticos, uma densa floresta cósmica iluminada por luzes muito distantes e um enorme enigma a resolver. Esses são os ingredientes pitorescos de uma pesquisa científica - realizada por uma equipe internacional composta por pesquisadores do SISSA, ICTP, do Instituto de Astronomia de Cambridge e da Universidade de Washington & ndash que adiciona um detalhe importante ao conhecimento de um dos elementos fundamentais do nosso Universo: a matéria escura. Para estudar suas propriedades, os cientistas analisaram a interação da & ldquocósmica web & rdquo- uma rede de filamentos formada por gás e matéria escura presente em todo o Universo - com a luz vinda de quasares e galáxias muito distantes. Os fótons interagindo com o hidrogênio dos filamentos cósmicos criam muitas linhas de absorção definidas como & ldquoLyman-alpha forest & rdquo. Esta interação microscópica consegue revelar várias propriedades importantes da matéria escura em distâncias cosmológicas. O estudo e seus resultados apóiam ainda mais a teoria da Matéria Escura Fria, que é composta por partículas que se movem muito lentamente, enquanto, pela primeira vez, destacam a incompatibilidade com outro modelo, que é o Fuzzy Dark Matter, para o qual partículas de matéria têm velocidades maiores. A pesquisa foi realizada por meio de simulações realizadas em supercomputadores paralelos internacionais e foi publicada recentemente em Cartas de revisão física.

Embora constitua uma parte importante do nosso cosmos, a matéria escura não é diretamente observável, não emite radiação eletromagnética e é visível apenas através de efeitos gravitacionais. Além disso, sua natureza permanece um mistério profundo. As teorias que tentam explorar esse aspecto são várias. Nesta pesquisa, os cientistas investigaram dois deles: a chamada matéria escura & ldquocold & rdquo, considerada um paradigma da cosmologia moderna, e um modelo alternativo denominado Fuzzy Dark Matter (FDM), em que a matéria escura é considerada composta de bósons ultraleves fornecidos com uma pressão não desprezível em pequenas escalas. Para realizar suas investigações, os cientistas examinaram a teia cósmica analisando a chamada floresta Lyman-alfa. A floresta Lyman-alpha consiste em uma série de linhas de absorção produzidas pela luz vinda de fontes muito distantes e extremamente luminosas, que atravessa o espaço intergaláctico em seu caminho em direção aos telescópios terrestres. A interação atômica dos fótons com o hidrogênio presente nos filamentos cósmicos é usada para estudar as propriedades do cosmos e da matéria escura a distâncias enormes.

Por meio de simulações feitas com supercomputadores, os pesquisadores reproduziram a interação da luz com a teia cósmica. Com base nos resultados obtidos, eles puderam inferir algumas das características das partículas que compõem a matéria escura. Mais em particular, as evidências mostraram pela primeira vez que a massa das partículas, que supostamente compõem a matéria escura de acordo com o modelo FDM, não é consistente com a floresta Lyman-alfa observada pelo telescópio Keck (Havaí, EUA) e o Very Large Telescope (European Southern Observatory, Chile). Basicamente, o estudo parece não confirmar a teoria da Fuzzy Dark Matter. Os dados, em vez disso, apóiam o cenário previsto pelo modelo da matéria escura & ldquocold & rdquo.

Os resultados obtidos - dizem os cientistas - são importantes porque permitem construir novos modelos teóricos de descrição da matéria escura e novas hipóteses sobre as características do cosmos. Além disso, esses resultados podem fornecer indicações úteis para a realização de experimentos em laboratórios e podem orientar esforços de observação com o objetivo de avançar neste fascinante tema científico.

Contato IoA local: Dr. Martin Haehnelt, Kavli Insitute for Cosmology Cambridge

Trieste Press release aqui e Artigo de pesquisa: Irsic, Viel, Haehnelt, Bolton e amp Becker

Imagens (clique na imagem para acessar a versão de alta resolução).

No lado esquerdo, a teia cósmica no cenário frio padrão, enquanto no lado direito, como seria no modelo Fuzzy Dark Matter. As linhas curvas em ambos os painéis mostram como se comporta a absorção pelo hidrogênio neutro na teia cósmica nos dois modelos. A curva da direita não concorda com os dados, enquanto a curva da esquerda sim.


Espectroscopia de Absorção

Em termos de física, a absorção é definida como a forma como a energia dos fótons é absorvida pela matéria e transformada em outras formas de energia, como o calor. Toda a luz do espectro eletromagnético é composta de fótons em diferentes níveis de energia. As ondas de rádio são fótons com menor quantidade de energia e os raios gama são fótons com níveis muito altos de energia. Quando um fóton atinge a matéria, ele pode ser refletido ou absorvido pelo material. E se for absorvida, a energia do fóton se transforma em calor.

A absorbância de um objeto é uma medida de qual porcentagem da radiação eletromagnética ele provavelmente absorverá. Objetos transparentes ou reflexivos absorvem muito menos do que objetos pretos opacos.

Este conceito é muito importante para os astrônomos, que são capazes de medir quais comprimentos de onda de luz estão sendo absorvidos por um objeto ou nuvem de gás, para ter uma idéia do que é feito. Quando você coloca a luz de uma estrela através de um prisma, obtém um espectro de luz vindo dessa estrela. Mas, em alguns espectros, existem linhas em branco, lacunas onde nenhum fóton de um comprimento de onda específico está sendo emitido. Isso significa que algum objeto intermediário está absorvendo todos os fótons desse comprimento de onda.

Por exemplo, imagine observar como a luz de uma estrela atravessa a atmosfera de um planeta rico em sódio. Este sódio vai absorver fótons em um comprimento de onda específico, criando lacunas no espectro da luz da estrela. Comparando essas lacunas com o padrão da linha de absorção de gases conhecidos, os astrônomos podem descobrir o que está acontecendo na atmosfera do planeta. Este método geral é usado de muitas maneiras pelos astrônomos para aprender de que objetos distantes são feitos.

O oposto da absorção é a emissão. É aqui que diferentes elementos liberarão fótons quando forem aquecidos. Diferentes elementos liberarão fótons em diferentes níveis de energia, e suas cores no espectro eletromagnético ajudam os astrônomos a descobrir de quais elementos o objeto é feito. Quando o ferro é aquecido, ele libera fótons em um padrão muito específico, diferente do padrão liberado pelo oxigênio.

Tanto a absorção quanto a emissão servem como impressão digital para ajudar os astrônomos a entender do que o Universo é feito.

Escrevemos muitos artigos sobre Espectroscopia de Absorção para o Universo Hoje. Aqui está um artigo sobre espectroscopia amadora, e aqui está um artigo sobre o espectro de luz.

Se desejar mais informações sobre Espectroscopia de absorção, verifique os Princípios de Espectroscopia e a Página de Espectroscopia de Infravermelho.

Também gravamos um episódio de Astronomy Cast sobre o Telescópio Espacial Hubble. Ouça aqui, Episódio 88: O Telescópio Espacial Hubble.


Existem algumas diferenças entre absorção de reflexão e transmissão de amp. Estes são:

Reflexão Absorção Transmissão
Quando os raios de luz incidem sobre um objeto, ele será refletido Quando os raios de luz incidem sobre um objeto, ele será absorvido Quando os raios de luz incidem sobre um objeto, ele será passado através do objeto
A reflexão acontece em uma superfície brilhante A absorção acontece em qualquer superfície, exceto superfícies muito brilhantes A transmissão acontece em superfícies de tipo transparente
Exemplo: espelhos, superfície de água plana, etc. Exemplo: tijolo, livro, etc. Exemplo: vidro, água, ar, etc.

Espectro de Absorção

espectro de absorção uma série ou padrão de linhas escuras sobrepostas em um corpo negro de espectro contínuo, um objeto idealizado que absorve toda a energia eletromagnética que incide sobre ele, um espectro de luz composto de radiação de uma faixa contínua de comprimentos de onda ou cores,.

Espectro de Absorção
Um espectro que contém linhas de absorção.
Aceleração .

Espectro de absorção: Qual a aparência dos espectros estelares (a luz observada nas estrelas)? As estrelas têm espectros de linha de absorção. Podemos pensar nas estrelas como uma fonte contínua quente com uma atmosfera "fria" de absorção de gás. Os comprimentos de onda que são absorvidos dependem da composição química do gás na atmosfera estelar.

: A maioria das estrelas é cercada por camadas externas de gás que são menos densas que o núcleo. Os fótons emitidos do núcleo cobrem todas as frequências (e energias). Os fótons de frequência específica podem ser absorvidos pelos elétrons na camada externa difusa do gás, fazendo com que o elétron mude os níveis de energia.

do quasar HS1603 + 3820 - I. Observações e análise de dados p. 1205
A. Dobrzycki, M. Nikolajuk, J. Bechtold, H. Ebeling, B. Czerny e A. R ża "ska
DOI:.

mostra a fração de absorção de radiação eletromagnética incidente pelo material ao longo de uma faixa de frequências.
de átomos que foram observados. Albert Einstein
Albert Einstein .

é criado quando a luz de uma fonte incandescente passa por um gás mais frio que absorve fótons.

Linhas escuras sobrepostas em um espectro contínuo.
aceleração .

de astronomyknowhow.com
E se transmitirmos luz branca (combinando todas as cores) por meio de gás hidrogênio frio. Nesse caso, o hidrogênio absorve luz nos mesmos comprimentos de onda em que a emitiria se estivesse mais quente.

aparece como um espectro contínuo interrompido por uma série de linhas escuras. DICA
5. Os comprimentos de onda das linhas de emissão produzidas por um elemento são diferentes dos comprimentos de onda das linhas de absorção produzidas pelo mesmo elemento. DICA .

- As cores da luz absorvida por um objeto quando ele é iluminado. As cores exatas dependem da composição do objeto e são idênticas às do espectro de emissão.

O terceiro tipo de espectro de Kirchoff não se refere à fonte de luz, mas ao que pode acontecer com a luz em seu caminho para o observador: o efeito de um gás fino na luz branca é que ele remove a energia em alguns comprimentos de onda discretos, conhecidos como

Nenhum meio transmite radiação sem alguma perda de energia. Essa perda de energia é chamada de absorção. A energia é convertida em alguma outra forma dentro do meio. veja também a Lei de Lambert. [DC99]

de uma mistura de gás simples correspondente à atmosfera da Terra
A composição da atmosfera de Vênus com base em dados HITRAN [81] criados usando HITRAN no sistema da Web. [82] .

. Uma substância que absorve dessa maneira é chamada de absorvente seletivo e deve ser contrastada com um corpo negro, branco ou cinza ideal.

Em contraste, se algumas linhas discretas estão faltando, está-se observando um

. Se apenas linhas discretas estiverem presentes, está-se observando um espectro de emissão.
CONVECÇÃO: Circulação de fluido impulsionada por grandes gradientes de temperatura a transferência de calor por esta circulação automática.

Espectro de flash O espectro que aparece imediatamente antes da totalidade de um eclipse solar como o normal

é substituído brevemente pelo próprio espectro de emissão da corona.

Se o padrão produzido pela emissão ou

é diferente para cada elemento (e é), então, olhando para um espectro, você pode identificar o gás que está envolvido na produção do espectro. Isso é como tirar as impressões digitais dos átomos - aqui está um método para obter identificações de elementos! .

Por que olhar para uma fonte contínua através de uma nuvem de gás produz um

? Os fótons da fonte contínua vão para a nuvem e os átomos absorvem precisamente os fótons que correspondem aos seus níveis de energia atômica.

Durante este período, uma série de planetas extrasolares foram descobertos que quase certamente continham biosferas, por exemplo, a 83 anos-luz de distância do mundo HD 3823 d mostrou um

indicando a presença de clorofila em alguma abundância.

Eixo Barred Spiral Galaxies Meteorites Oxygen Space Shuttles Região HII Rocks Infravermelho Partículas subatômicas Emissão Azimute Trânsito Entropia
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No INFRAVERMELHO PRÓXIMO, as moléculas em atmosferas planetárias exibem uma rica

, cuja análise permite estabelecer a composição e a temperatura das atmosferas.

Um espectro de emissão consiste em todas as radiações emitidas por átomos ou moléculas, enquanto em um

, partes de um espectro contínuo (luz contendo todos os comprimentos de onda) estão faltando porque foram absorvidas pelo meio pelo qual a luz passou.

Um espectro do transiente óptico associado ao GRB denominado GRB970508 continha um

de uma galáxia localizada ao longo da linha de visão em um redshift cosmológico de 0,835. Isso significava que o próprio GRB estava ainda mais distante, colocando GRBs a distâncias cosmológicas (bilhões de anos-luz de distância).

Embora seja chamado de "linha forte" (por ser forte

), seu conteúdo de metal é apenas cerca de 10 por cento maior do que o do sol. O fascínio pelo Kappa-1 Ceti vem de sua atividade. Há muito se sabe que a estrela varia ligeiramente ao longo de um período de cerca de 9,2 a 9.

O gás primordial em queda reside a meros 190.000 anos-luz da galáxia - relativamente próximo em escalas de comprimento galácticas - e é revelado em silhueta no

do quasar de fundo mais distante QSO J1444535 + 291905.

de um objeto astronômico, qualquer nuvem de gás entre nós e o objeto pode absorver luz.


Conteúdo

Muitas abordagens podem potencialmente quantificar a absorção de radiação, com exemplos importantes a seguir.

  • O coeficiente de absorção junto com algumas quantidades derivadas intimamente relacionadas
  • O coeficiente de atenuação (NB usado raramente com significado sinônimo de "coeficiente de absorção") [citação necessária]
  • O coeficiente de atenuação molar (também chamado de "absortividade molar"), que é o coeficiente de absorção dividido pela molaridade (ver também a lei de Beer-Lambert)
  • O coeficiente de atenuação de massa (também chamado de "coeficiente de extinção de massa"), que é o coeficiente de absorção dividido pela densidade
  • A seção transversal de absorção e a seção transversal de espalhamento, relacionadas intimamente com os coeficientes de absorção e atenuação, respectivamente, que é equivalente ao coeficiente de atenuação
  • Outras medidas de absorção de radiação, incluindo profundidade de penetração e efeito de pele, constante de propagação, constante de atenuação, constante de fase e número de onda complexo, índice de refração complexo e coeficiente de extinção, constante dielétrica complexa, resistividade elétrica e condutividade.
  • Medidas relacionadas, incluindo absorbância (também chamada de "densidade ótica") e profundidade ótica (também chamada de "espessura ótica")

Todas essas quantidades medem, pelo menos até certo ponto, quão bem um meio absorve radiação. O que entre eles os praticantes usam varia de acordo com o campo e a técnica, muitas vezes devido simplesmente à convenção.

A absorbância de um objeto quantifica quanto da luz incidente é absorvida por ele (em vez de ser refletida ou refratada). Isso pode estar relacionado a outras propriedades do objeto por meio da lei de Beer-Lambert.

Precise measurements of the absorbance at many wavelengths allow the identification of a substance via absorption spectroscopy, where a sample is illuminated from one side, and the intensity of the light that exits from the sample in every direction is measured. A few examples of absorption are ultraviolet–visible spectroscopy, infrared spectroscopy, and X-ray absorption spectroscopy.

Understanding and measuring the absorption of electromagnetic radiation has a variety of applications.


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