Espectroscopia E Estrutura Solar

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Índice ………………………………………………………………. Pag Introdução

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1- Espectroscopia

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1.2 – Descrição

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1.3 - Tipos de espectroscopia

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1.4 - Interação da radiação com a matéria

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2 – Sol

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2.1 - Conceito

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2.2 - Estrutura solar

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2.3 - Interior solar

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2.4 - Superfície e atmosfera solar

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Conclusão

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Bibliografia

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Introdução Neste trabalho iremos falar sobre a espectroscopia, onde daremos o conceito, faremos a sua descrição e mostraremos os tipos de espectroscopia que existem; depois de falarmos sobre a espectroscopia, passaremos a falar sobre a estrutura do sol, mas antes, daremos o conceito de sol e assim mostraremos, com imagens ilustrativas , a estrutura do sol.

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2- Espectroscopia Em Química e Física o termo espectroscopia é a designação para toda técnica de levantamento de dados físico-químicos através da transmissão, absorção ou reflexão da energia radiante incidente em uma amostra. Por extensão, o termo espectroscopia ainda é usado na técnica de espectroscopia de massas, onde íons moleculares monovalentes são defletidos por um campo magnético. O resultado gráfico de uma técnica espectroscópica qualquer é chamado espectro. Sua impressão gráfica pode ser chamada espectrograma ou, por comodidade, simplesmente espectro.

1.2 - Descrição É chamado de espectroscopia o método utilizado para análise de elementos simples, da estrutura química de compostos inorgânicos ou grupos funcionais de uma substância orgânica utilizando radiação electromagnética. O exame pode ser destrutivo ou não destrutivo; os exames mais interessantes são os que não destroem as amostras, e dos quais resultem dados precisos. Sempre quando se excita uma substância com uma fonte de energia, esta pode emitir como absorver radiação em determinado comprimento de onda, desta forma permitindo uma observação do comportamento do corpo de prova. Os resultados da análise espectroscópica de uma amostra providenciam dados sobre a estrutura do analito, tais como geometria de ligação, natureza química de ligandos de um dado átomo, comprimentos de ligações químicas, etc.. A base da espectroscopia é a natureza ondulatória das radiações eletromagnéticas, cuja variável é a freqüência fundamental. Esta determina o número de oscilações realizadas pela onda por unidade de tempo, e o comprimento de onda, distância percorrida pela onda durante um período de tempo correspondente a uma unidade de freqüência, sendo o produto destas definido como a velocidade de propagação da onda.

1.3 - Tipos de espectroscopia São três os principais tipos de processo pelos quais a radiação interage com a amostra e é analisada: • •

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Espectroscopia de absorção - Correlaciona a quantidade da energia absorvida em função do comprimento de onda da radiação incidente. Espectroscopia de emissão - Analisa a quantidade de energia emitida por uma amostra contra o comprimento de onda da radiação absorvida. Consiste fundamentalmente na reemissão de energia previamente absorvida pela amostra Espectroscopia de espalhamento (ou de dispersão)- Determina a quantidade da energia espalhada (dispersa) em função de parâmetros tais como o

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comprimento de onda, ângulo de incidência e o ângulo de polarização da radiação incidente.

1.4 - Interação da radiação com a matéria Como dito acima, o fundamento de qualquer espectroscopia é a interação de uma radiação eletromagnética e a matéria constituinte da amostra. A energia incidente pode ser refletida, transmitida ou absorvida. Haverá interação não somente se houver ressonância entre dois entes: a onda eletromagnética e uma partícula (átomo, molécula ou íon) mas também se a energia for mais alta que a necessária para ocorrer uma transição eletrônica.

As condições para que haja essa absorção são: • •

A freqüência da onda incidente coincidir com uma freqüência natural de um tipo de oscilação do sistema. Sejam respeitadas as regras de seleção quânticas atinentes ao sistema e à faixa de freqüências particular envolvida.

2 – Sol 2.1 - Conceito O Sol (do latim Sol) é a estrela central do nosso sistema planetário solar. Atualmente, sabe-se que em torno dele gravitam pelo menos oito planetas, quatro planetas anões, 1.600 asteróides, 138 satélites e um grande número de cometas. Sua massa é 333.000 vezes a da Terra e o seu volume 1.400.000 vezes o volume do nosso planeta. A distância do nosso planeta ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros ou 1 unidade astronômica (UA). A luz solar demora 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra.

2.2 - Estrutura solar Uma ilustração da estrutura do Sol: 1. Núcleo 2. Zona radiativa 3. Zona convectiva 4. Fotosfera 5. Cromosfera 6. Coroa 7. Mancha solar 8. Grânulos 9. Proeminência

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O Sol, tal como as restantes estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem dentro dele: para fora a pressão termodinâmica, produto das altas temperaturas internas, e para dentro a força gravitacional. A estrutura solar pode ser dividida em duas grandes regiões: o Interior e a Atmosfera, entre elas se encontra uma fina camada, que pode ser considerada a superfície, chamada Fotosfera.

2.3 - Interior solar O interior solar possui três regiões bem diferentes: o núcleo, que é onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. Acima desta achamos a região radioativa e por último a região convectiva. Nenhuma destas regiões pode ser observada de forma direta já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) e o conhecimento que temos delas é através de modelos teóricos ou observações indiretas, principalmente por meio da heliosismologia.

2.4 - Superfície e atmosfera solar

Foto da sonda espacial Hinode, tirada em 12 de janeiro de 2007, da superfície da estrela.

Por cima da região convectiva encontramos a fotosfera. A luz irradiada pela fotosfera não é completamente atenuada pelas camadas superiores e portanto se converte na região mais funda que podemos observar do Sol. Na fotosfera, a emissão acontece em todas as bandas do espectro luminoso produzindo a luz branca característica do Sol ao olho nu. A região encontra-se a uma temperatura média de 5.775 K (ou 5.502 oC) e tem uma densidade de 1014 a 1015 partículas por cm³. As camadas superiores à fotosfera são chamadas de atmosfera solar. A primeira, logo acima da fotosfera, é a cromosfera, cuja temperatura varia dos 6.000 K até os 30.000 K, com uma espessura de uns 2.300 km, embora existe muita controvérsia a respeito. A camada mais externa chama-se coroa, e sua temperatura vai de 1 milhão até vários milhões de graus kelvin. Em contrapartida a densidade da coroa é muito baixa, sendo de 1010 cm-3 em sua base e diminuindo em direção oposta ao centro do Sol. A coroa não possui limite superior, pode-se dizer que ela se estende pelo Sistema Solar inteiro. Entre a cromosfera e a coroa há uma estreita faixa chamada região de transição.

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Um dos grandes problemas da física solar é explicar que mecanismo consegue aumentar a temperatura da atmosfera solar dos perto de 5.500 K da fotosfera para o milhão de graus da Coroa.

Conclusão Depois do elaborado, podemos concluir que, a espectroscopia usa certo fenómenos como, como reflexão, para fazer levantamento de dados para possíveis estudos. O sol, sendo um astro que imite radiações, dando luminosidade a terra, é, sem duvidas, objecto de estudos usado pela espectroscopia, assim, o muito que se sabe sobre o sol actualmente deve-se a espectroscopia.

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Bibliografia http://pt.wikipedia.org/wiki/Espectroscopia http://pt.wikipedia.org/wiki/Sol

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