Espectroscopia

Espectroscopia

1. Cores e Temperatura

   • Corpos em temperatura ambiente: emitem radiação infravermelha
     • Corpos em altas temperaturas: emitem radiação eletromagnética, atingem da região do visível até o ultravioleta
       • Exemplo de emissor com maior pico ultravioleta: estrela Regulus, T aproximadamente 12000K
   • Quanto menor o comprimento de onda, maior a temperatura
     • Lei do deslocamento de Wien
       • λ=2,9.10^-3/T
   • A energia irradiada por um corpo aquecido é proporcional à quarta potência da temperatura
     • Lei de Stefan-Boltzmann
       • L=σ.T^4.4. π .R^2

2. Espectros luminosos

   • Espectros de emissão
     • Contínuos
       • A partir da decomposição da luz emitida por um material denso (sólido ou líquido)
         • Discretos (descontínuos)
           • A partir de decomposição da luz de um material pouco denso (gás)
   • Espectros de absorção
     • Primeira lei
       • Corpos densos e quente produzem espectro contínuo
         • Segunda lei
           • Gases pouco densos de quentes produzem espectros de linhas de emissão dependentes dos elementos do gás
             • Terceira lei
               • Quando um espectro contínuo atravessa um gás de temperatura mais baixa, acontece a absorção de algumas linhas

3. Escrito nas estrelas

   • Os tipos espectrais e a séries de Balmer
     • Classificação das estrelas de acordo com as linhas Balmer (diretamente relacionada à temperatura)
       • O; B; A; F; G; K; M; com subclasses de 0 a 9
   • Os espectros das galáxias e a expansão do Universo
     • "Efeito Doppler-Fizeau" das ondas luminosas
       • Aproximação entre observador e fonte: desvios das linhas espectrais para azul (blueshift)
         • Afastamento entre observador e fonte: desvio para o vermelho (redshfit)
     • Quanto mais distantes estão os astros, maiores suas velocidades de afastamento
       • v=H.d
   • O Big Bang
     • I. Expansão do Universo
       • II. Nucleossíntese primordial
         • III. Radiação cósmica de fundo

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