Radiació

En física, radiació és l'emissió d'energia a l'espai en forma d'ones (electromagnètiques o gravitatòries) o bé en forma de partícules altament energètiques (neutrins, protons, ions, etc.).

La radiació, pròpiament dita, es refereix a la transportada per ones electromagnètiques, en conseqüència, radiació electromagnètica. No obstant això, s'utilitza aquesta expressió també per referir-se al moviment de partícules a gran velocitat enmig, amb apreciable transport d'energia, que rep el nom de radiació corpuscular.

Si el transport d'energia és prou elevat com per provocar ionització enmig circumdant, es parla de radiació ionitzant. Encara que no és del tot correcte, és habitual emprar la paraula radiació, per extrapolació, per referir-se a les radiacions ionitzants.

Proposicions: Tots els cossos absorbeixen i emeten radiacions electromagnètiques quan el sistema de càrregues està accelerat. Quan un objecte està en equilibri tèrmic amb el medi, absorbeix i emet radiació amb el mateix ritme.

Energia tèrmica radiada per unitat de temps: (Llei de Joseph Stefan)

PrαT4 on Pr és la potència i T la temperatura. Per tant la potència radiada és proporcional a la temperatura.

I per tant: I = Pr = dQ / dt.

Alfa beta gamma radiation
Aquest diagrama mostra la constitució i poder de penetració de diferents radiacions ionitzants. Les partícules alfa són aturades per un full de paper mentre que per aturar les beta cal una placa d'alumini. Finalment, la radiació gamma és frenada per la matèria però calen 4 m de plom per aturar-les

Tipus de radiacions

Altres significats

En Anatomia, s'utilitza el terme radiació per referir-nos a una estructura que divergeix des d'un centre comú:

  • Radiació acústica
  • Radiació del cos callós
  • Radiació estríotalámica
  • Radiació òptica
  • Radiació piramidal
  • Radiació talàmica
  • Radiació tegmentaria
  • Radiació de Casparov

Vegeu també

Albedo

Vegeu també: Albedo (desambiguació)

L'albedo és la quantitat, expressada en percentatge, de radiació que incideix sobre una superfície i és tornada. Les superfícies clares tenen valors d'albedo superiors a les fosques. L'albedo mitjana de la Terra és del 37-39% de la radiació que prové del Sol.

És una mesura de la tendència d'una superfície a reemetre una radiació incident.

En astronomia ofereix un mitjà indirecte d'esbrinar la naturalesa d'un astre per mitjà de la comparació de la seva albedo amb la de matèries conegudes.

L'albedo influeix en la temperatura que assoleix un cos exposat a una font de radiació. Així, deixant al sol una roca clara (que té una albedo alta, ja que reflecteix la llum i per això es veu blanca) s'escalfarà menys que una roca fosca. De la mateixa manera, les variacions en l'albedo de la Terra —per exemple, per la variació de la superfície coberta pel gel o pels núvols, que reflecteixen la radiació solar millor que les roques nues o els oceans lliures de gel— exerceixen una important influència en l'evolució del clima.

Antena

Una antena, en telecomunicació, és l'element que s'encarrega d'enviar o de captar dels senyals electromagnètics tractats prèviament (modulats i amplificats). Profunditzant més, és l'element físic capaç de generar un camp electromagnètic a partir d'una tensió subministrada, així com és capaç de captar un camp electromagnètic i convertir-lo en tensió. Hi ha molts tipus d'antena la més elemental és l'antena dipol, formada per dues varetes rectes. Les antenes capten o emeten una determinada freqüència o banda de freqüències, depenent de les seves dimensions i construcció física; Per tant podem parlar d'antenes de banda: ampla o estreta, segons la grandària del grup de freqüències que comprenguin.

Atmosfera terrestre

L'atmosfera terrestre és la capa fina de gasos quals depenen totes les formes de vida, distingeix aquesta atmosfera de la d'altres planetes en el sistema solar. Entre els gasos presents, destaquen amb aproximadament quatre cinquenes parts el nitrogen, amb una cinquena part l'oxigen, i amb quantitats més petites altres gasos (argó=0,9% diòxid de carboni=0,03%, etc.). L'atmosfera és fonamental per la vida, ja que sense els gasos esmentats no hi hauria vida a la terra tal com la coneixem. L'aigua també és un component important de l'atmosfera, però té una concentració variable (<0.5 a 3,5%). La mescla de gasos que constitueixen l'atmosfera s'anomena aire de forma genèrica.

L'atmosfera té una massa d'uns 5x1018 kg, tres quartes parts de la qual se situen en els primers 11 km per sobre la superfície terrestre. En augmentar l'altitud, l'atmosfera esdevé cada cop més prima fins al punt que no hi ha un límit definit entre l'atmosfera i l'espai exterior. La línia de Karman, a 100 km per sobre la superfície de la Terra, és sovint considerada com la frontera entre l'atmosfera i l'espai exterior.

L'estructura de l'atmosfera s'acostuma a dividir en diferents capes, cadascuna de les quals presenta una temperatura i una composició característiques.

Efecte d'hivernacle

L'efecte d'hivernacle és el procés pel qual l'atmosfera d'un planeta fa que s'escalfi, permetent l'entrada de radiació solar visible, però impedint o dificultant l'emissió de calor des del planeta. El nom d'efecte d'hivernacle s'utilitza perquè, d'acord amb una descripció simple, els hivernacles s'escalfen d'una manera aproximadament similar (tot i que de fet no és així). Aquest article parla només de l'efecte d'hivernacle a la Terra, tot i que es produeix de forma similar a Venus, Mart i potser d'altres planetes.

Part de la radiació solar que arriba a l'atmosfera terrestre és reflectida, una altra part és absorbida, i la major part arriba a la superfície terrestre. Això fa que s'escalfi la superfície, i que es transformi part d'aquesta calor en forma de radiació, però a longituds d'ona més grans que la de la radiació solar original. Part d'aquesta radiació infraroja torna a l'espai, però una altra part escalfa l'atmosfera, i de retruc, reescalfa la superfície terrestre. D’aquesta manera, impedeixen que part d’aquesta radiació escapi de la terra, tot contribuint a fer que la temperatura mitjana de l’aire superficial del planeta sigui apta per a la vida. L’efecte hivernacle és per tant, un fenomen natural de l’atmosfera, sense el qual la vida a la Terra, tal com la coneixem, no seria possible.

El problema actual és que la quantitat d’aquests gasos naturals amb efecte d’hivernacle han augmentat i s’hi ha abocat, a més, gasos amb efecte d’hivernacle no presents de forma natural a l’atmosfera. Aquests gasos, que tan sols representen aproximadament l’1% de l’atmosfera contribueixen a la retenció de la calor i a mantenir el planeta 30 °C més calent que si aquesta capa no existís. S'admet que un augment d'aquest efecte natural per l'increment en la concentració d'aquests gasos, posarà en perill la composició, la capacitat de recuperació i la productivitat dels ecosistemes naturals i es preveu que l’increment continuat de la temperatura alterarà les regions climàtiques i els corrents oceànics, amb possibles conseqüències importants sobre les activitats humanes.Quan l'energia és reflectida des de la Terra es produeix un fenomen diferent. Alguns gasos de l'atmosfera, com el CO2 i el vapor d'aigua, la retenen, absorbeixen gran part de l'energia i eviten que torni a l'espai. Això contribueix a mantenir el planeta calent.

Així, doncs, l'atmosfera deixa passa la radiació del Sol per tal que escalfi la Terra, però impedeix que la radiació de la Terra escapi a l'espai. És molt semblant al que passa als hivernacles, amb la diferència que l'hivernacle utilitza el vidre i no pas els gasos de l'atmosfera per retenir l'escalfor. Per això aquest fenomen natural ha rebut el nom d'efecte hivernacle. Si l'escalfor no restés retinguda a l'atmosfera, la Terra es glaçaria.

Energia solar

L'energia solar és l'energia que prové del Sol en ones electromagnètiques. La utilització d'aquesta energia per a fins humans és renovable, ja que l'energia rebuda del Sol no canvia pel fet d'utilitzar-la.

La radiació té un valor de potència que varia segons el moment del dia, les condicions atmosfèriques que l'esmorteeixen i la latitud. Es pot assumir que en bones condicions d'irradiació el valor és superior als 1000 W/m2 a nivell de la superfície terrestre.

La radiació és aprofitable en els seus components directament i difosa, o bé en la suma d'ambdues. La radiació directa és la que arriba directament del focus solar, sense reflexions o refraccions intermèdies. La difosa és aquella que està present a l'atmosfera gràcies als múltiples fenòmens de reflexió i refracció solar dels núvols, i la resta d'elements atmosfèrics i terrestres. La radiació directa és direccional i pot reflectir-se i concentrar-se, mentre que la difosa no, ja que és omnidireccional.

Es pot diferenciar en l'energia solar fotovoltaica i l'energia solar tèrmica. L'energia solar tèrmica es pot aprofitar convertint-la en electricitat o utilitzant-la sense transformació prèvia. L'energia fotovoltaica ha suposat un gran negoci per a molts inversors i avui en dia, algunes cases ja s'han dotat de plaques per no dependre de la xarxa elèctrica. L'avantatge de l'energia fotovoltaica és que no necessita una gran instal·lació per una bona eficiència en la producció d'electricitat.

Energia solar fotovoltaica: Aprofitament per mitjans electrònics

Energia solar tèrmica: Aprofitament per mitjans mecànics

Energia solar termoelèctrica: Processos de conversió en energia elèctrica.

Energia termosolar: Processos d'aprofitament directe de l'energia solar tèrmica

Forns solars d'alta temperatura

Cuina solar

Escalfador solar

Escalfador solar d'aigua

Escalfador solar d'aire

Arquitectura bioclimàtica

Espectroscòpia

L'espectroscòpia és una tècnica analítica experimental, molt usada en química i en física. Es basa a detectar l'absorció o emissió de radiació electromagnètica de certes energies, i relacionar aquestes energies amb els nivells d'energia implicats en transicions quàntiques de la substància a detectar.

D'aquesta manera, es poden fer anàlisis quantitatives o qualitatives d'una enorme varietat de substàncies, aprofitant la capacitat d'emetre o absorbir la radiació d'una determinada longitud d'ona que presenten aquestes, o algun producte format a partir d'elles.

Històricament, l'espectroscòpia es va originar a través de l'estudi de la llum visible dispersada d'acord amb la seva longitud d'ona, per exemple mitjançant un prisma òptic. Més tard el concepte es va engrandir considerablement per abastar qualsevol interacció amb l'energia radiativa com a funció de la seva longitud d'ona o freqüència. Les dades de l'espectroscòpia sovint es representen per un espectre, un diagrama de la resposta d'interès com a funció de la longitud d'ona o la freqüència.

Formació estel·lar

La formació d'estrelles és el procés pel qual les parts denses del núvols moleculars col·lapsen en una bola de plasma per a formar una estrella. Com a branca de l'astronomia, la formació d'estrelles inclou l'estudi del medi interestel·lar i núvols moleculars gegants (NMG) com a precursors del procés de formació d'estrelles i l'estudi d'objectes estel·lars joves i la formació de planetes com els seus productes immediats. La teoria de formació d'estrelles, ha de tenir en compte la formació d'una sola estrella, i també les estadístiques de formació d'estrelles binàries i la funció de la massa inicial.

La formació estel·lar és el procés pel qual grans masses de gas que es troben en galàxies formant extensos núvols moleculars es transformen en estrelles. Aquests núvols moleculars poden anar des de 100.000 masses solars a tan sols unes poques. Els models de formació estableixen un límit inferior bé conegut de 0,08 MSol per a poder encendre l'hidrogen. Per contra, el límit superior és molt més difús i ve determinat per un conjunt de factors que frenen el procés, la força centrífuga creixent a l'anar-se comprimint el núvol, els camps magnètics creixents a l'augmentar les velocitats de les partícules carregades i els vents solars intensos que sorgeixen quan es comença a estabilitzar l'embrió estel·lar. Amb tot això, es calcula que la massa màxima per a una estrella estaria entorn de 60 o 100 MSol. El procés de formació estel·lar es divideix en dues fases uneixo com núvol molecular i altre com protoestrella. >En un primer moment, el núvol col·lapsa i la radiació escapa lliure. En la segona etapa es forma un nucli més dens i opac a la radiació la qual cosa fa que s'escalfi. Finalment, la caiguda de material sobre aquest nucli escalfa la seva superfície pel que la protoestrella comença a emetre radiació.

Infraroig

L'infraroig, radiació infraroja o llum infraroja (IR) és la part de l'espectre electromagnètic amb una longitud d'ona més llarga que la llum visible però més curta que la radiació de microones. El seu nom significa "per sota del vermell", ja que el vermell és el color de la llum visible amb una major longitud d'ona. La radiació infraroja s'estén al llarg de tres ordres de magnitud amb longituds d'ona d'entre 700 nanòmetres i 1 mil·límetre. Tot i que els vertebrats no poden percebre la radiació infraroja en forma de llum, si que la poden percebre com a calor per unes terminacions nervioses especialitzades de la pell conegudes com a termoreceptors.

Llum

La llum és la porció de l'espectre electromagnètic visible per a l'ull humà, però en física el terme també pot ser utilitzat per a altres formes de radiació electromagnètica visible o no. La llum visible és aquella porció de l'espectre electromagnètic amb longituds d'ona entre aproximadament 380 nm i 780 nm (a l'aire) i una freqüència entre 789 terahertz (THz) i 385 THz.

Les tres característiques bàsiques de la llum són la brillantor (o amplitud), el color (o freqüència) i la polarització (o angle de vibració). A causa de la dualitat ona-partícula, la llum presenta propietats tant d'ones com de partícules.

Radiació X

Els termes raigs X, radiació X i radioactivitat X designen una part de l'espectre electromagnètic que correspon a radiació menys energètica que els raigs gamma i més que els raigs ultraviolats. La longitud d'ona d'aquestes radiacions ionitzants està compresa entre deu nanòmetres i cent picòmetres, que correspon a freqüències de 30 PHz a 3 EHz.

Foren descoberts pel físic alemany Wilhelm Röntgen el 1895, que els batejà amb el nom de "raigs X". En el seu honor, a alguns països europeus, com Alemanya, reben també la denominació de raigs Röntgen.

Radiació còsmica de fons

La radiació còsmica de fons (també anomenada fons còsmic de microones o CMB, de l'anglès Cosmic microwave background) és una radiació residual isòtropa procedent del període del desacoblament, quan l'univers tenia només 400.000 anys. Es correspon a una radiació de cos negre amb un pic a una temperatura de 2,725 K i a una freqüència de 160,2 GHz (longitud d'ona 1,9 mm), en el rang de les microones.

La seva existència va ser predita pels cosmòlegs George Gamow, Ralph Alpher i Robert Hermann el 1948, com una conseqüència del big bang. Gamow, Alpher i Hermann van calcular que tenia una temperatura d'uns 5 kelvin, però llavors la tecnologia de detecció de microones no estava gaire avançada i no hi va haver massa interès per part dels astrònoms per a intentar detectar-la. No va ser fins al 1965 quan Arno Penzias i Robert Wilson van observar una radiació de fons de l'esmentada temperatura, descobriment que els va valer el Premi Nobel de Física el 1978. Actualment, la majoria de cosmòlegs consideren la radiació còsmica de fons la millor evidència del big bang.

A principis dels anys 90, el satèl·lit COBE de la NASA va aportar noves dades sobre la radiació còsmica de fons creant un mapa de microones de l'univers primitiu. Actualment, el satèl·lit WMAP, també de la NASA, continua la tasca del seu predecessor amb mesures molt més precises.

Radiació electromagnètica

La radiació electromagnètica és un conjunt d'ones electromagnètiques que es propaguen a l'espai amb un component elèctric i un component magnètic. Aquests dos components oscil·len en angles rectes respecte ells i respecte a la direcció de propagació, i són en fase entre ells. La radiació electromagnètica en diferents tipus segons la freqüència de l'ona (en ordre creixent de freqüència): ones de ràdio, microones, raigs T, radiació infraroja, llum visible, radiació ultraviolada, raigs X i radiació gamma.

La radiació electromagnètica porta energia i moment lineal que poden ser transmesos quan interacciona amb la matèria.

Radiació gamma

La radiació gamma (que es representa amb la lletra grega γ) és una forma de radiació electromagnètica, la més energètica de l'espectre electromagnètic, és a dir, es tracta dels fotons de longitud d'ona més curta, o dit d'una altra manera dels fotons de freqüència més alta. Aquests fotons són més energètics que els raigs X, també anomenats raigs Röntgen, pel nom del seu descobridor, Wilhelm Conrad Röntgen. L'energia d'aquest tipus de radiació s'acostuma a mesurar en megaeletrons volts. Un MeV correspon a fotons gamma de longituds d'ona inferiors a 10-11 m o freqüències superiors a 1019 Hz. La radiació gamma va ser descoberta el 1900 pel químic francès Paul Villard mentre estudiava l'urani.

Els raigs gamma només es produeixen en les desintegracions radioactives de nuclis atòmics, o en processos de molt altes energies, com en el cas de la radiació de sincrotró. A causa de les altes energies que tenen, els raigs gamma constitueixen un tipus de radiació ionitzant capaç de penetrar en la matèria més profundament que la radiació alfa o beta. A causa de la seva alta energia, poden causar danys importants al nucli de les cèl·lules, per la qual cosa són usats per a esterilitzar equips mèdics i aliments.

La radioactivitat gamma és emesa per nuclis excitats, al contrari que les radioactivitats alfa i beta, i acompanya aquestes altres radiacions. Es pot separar de la radiació alfa i de la beta amb un camp magnètic, ja que les altres, carregades elèctricament, es desvien, i la gamma no. El seu abast és molt major al de radioactivitat beta i encara més que el de l'alfa. Per a aturar-la, cal un bloc d'uns quants centímetres de gruix fet de plom o de formigó. Pot penetrar fins a vint-i-cinc centímetres dins del teixit humà. Té una elevada capacitat per a destruir enllaços químics. És el tipus de radioactivitat més perillós per als humans.

Radiació ionitzant

Una radiació ionitzant és aquella radiació formada per fotons o partícules que en interaccionar amb la matèria produeixen ions, tant si ho fan directa com indirectament. Exemples de radiacions electromagnètiques ionitzants són els raigs ultraviolats de major energia, els raigs X i els raigs gamma; mentre que com a exemples de radiacions ionitzants corpusculars es poden posar la radioactivitat alfa i la radioactivitat beta. No són radiacions ionitzants la llum visible, ni els raigs infraroigs, ni les ones radioelèctriques de ràdio.Les radiacions ionitzants poden provenir de substàncies radioactives, que emeten aquestes radiacions de forma espontània, o de generadors artificials, com ara els generadors de raigs X i els acceleradors de partícules. Les radiacions ionitzants interaccionen amb la matèria viva, produint diversos efectes. De l'estudi d'aquesta interacció i dels seus efectes s'encarrega la radiobiologia.

Són utilitzades, des del seu descobriment per Wilhelm Conrad Röntgen el 1895, en aplicacions mèdiques i industrials, i és l'aplicació més coneguda dels aparells de raigs X, o l'ús de fonts de radiació en l'àmbit mèdic, tant en diagnòstic (gammagrafia) com en el tractament (radioteràpia en oncologia, per exemple) mitjançant l'ús de fonts (p. ex cobaltoteràpia) o acceleradors de partícules.

Radiació solar

La radiació solar és el conjunt de radiacions electromagnètiques emeses pel sol i que arriben a la superfície de la terra. Aquestes radiacions van des de l'infraroig fins a l'ultraviolat.

A la Terra la llum del sol és filtrada per l'atmosfera. La intensitat lumínica està condicionada per les estacions, amb un màxim a l'estiu i un mínim a l'hivern, i pels núvols. La llum solar es pot mesurar amb un piranòmetre o pirheliòmetre. Un raig de llum que surt del sol triga 8,3 minuts a arribar a la Terra. Segons L'Organització Meteorològica Mundial la llum solar que arriba a la superfície de la Terra és d'almenys uns 120 watts per metre quadrat.

La llum directa del sol té una eficàcia lumínica d'aproximadament 93 lumen per watt de flux radiant, el qual inclou la llum infraroja, la visible i la ultraviolada; dóna una luminància d'aproximadament 100.000 candeles per metre quadrat a la superfície de la Terra.

La llum del sol és el factor clau en la fotosíntesi, un procés d'importància fonamental per a la vida en la Terra.

La unitat pràctica que descriu la radiació solar és la irradiància, que és una unitat de potència per metre quadrat [W/m²].

L'exposició excessiva a la radiació solar pot ser perjudicial per a la salut.

Radioactivitat

La radioactivitat és un fenomen físic al qual certes substàncies amb nuclis atòmics inestables, anomenats radionúclids, es transformen espontàniament en nucleids diferents perdent energia en forma de raigs de partícules, de vegades acompanyats de raigs d'ones electromagnètiques, per tal d'assolir uns nuclis atòmics més estables i de menor massa, ja que al procés perden part d'ella per desintegració. Els raigs emesos s'anomenen, segons el cas, raigs alfa, raigs beta o raigs gamma, es consideren radiacions ionitzants i poden penetrar en cossos opacs, ionitzar l'aire, impressionar plaques fotogràfiques i excitar la fluorescència de certes substàncies.

La irradiació d'aquests a un organisme viu comporta efectes entre poc negatius i nefastos per a la seva salut, depenent de la quantitat de radioactivitat rebuda, del nombre d'exposicions, de la durada d'aquestes i dels tipus de raigs que la componen en cada cas. Pot ser generada per activitats humanes (generació d'electricitat, diagnòstics i tractaments mèdics, control de la qualitat de productes industrials, datació de restes arqueològiques, etc.), en aquest cas es diu radioactivitat artificial, encara que sigui idèntica a la generada a la natura (radioactivitat natural), i pot causar contaminació radioactiva de l'aire, de l'aigua o sobre superfícies (fixada o no). En aquest cas hi ha perill de radiotoxicitat pel fet de respirar-la o d'ingerir-la, en aigua contaminada o per haver entrat a la cadena alimentària. El 77% d'irradiació que reben els éssers humans prové d'origen natural mentre que el 23% restant és d'origen artificial, el 87% del qual és d'origen mèdic.

Els radionúclids naturals més freqüents a les roques terrestres són l'urani 238, el tori 232 i sobretot el potassi 40. El radó és un gas radioactiu que es forma a l'escorça terrestre i escapa a l'atmosfera, responsable del 52% de radioactivitat natural a què estan exposats els éssers humans. Alguns radionúclids molt utilitzats a l'activitat humana són, per exemple, l'urani 235 (centrals nuclears), el plutoni 239 (armes de destrucció massiva) i el carboni 14 (arqueologia).

La radioactivitat fou descoberta el 1896 pel científic francès Henri Becquerel, mentre treballava en materials fosforescents. Durant els experiments per veure si aquests materials fosforescents podien exposar a materials fotogràfics de paper negre, en la forma de la recentment descoberta radiografia, Becquerel va utilitzar una sal d'urani estucat. Però tots els experiments van resultar negatius i no impressionaven la placa tret d'aquells als que havia utilitzat sals d'urani. Aviat va quedar clar que la impressió de la placa no tenia res a veure amb la fosforescència perquè es produïa fins i tot sense que l'urani hagués estat exposat a la llum.

No s'ha de confondre la radioactivitat amb l'absorció i emissió de fotons per part d'algunes molècules, com per exemple el CO2, ja que en aquest segon cas no canvia el nombre atòmic de cap nucleid.

Raigs còsmics

Els raigs còsmics són partícules subatòmiques que procedeixen de l'espai exterior i que tenen una energia elevada a causa de la seva gran velocitat. Es van descobrir quan va poder comprovar-se que la conductivitat elèctrica de l'atmosfera terrestre es devia a la ionització causada per radiacions d'alta energia.

Victor Franz Hess (físic nord-americà d'origen austríac) va demostrar l'any 1911 que la ionització atmosfèrica augmenta amb l'altitud, i va concloure que la radiació havia de procedir de l'espai exterior.

El descobriment que la intensitat de radiació depèn de l'altitud ens indica que les partícules que formen la radiació estan elèctricament carregades i que són desviades pel camp magnètic terrestre.

L'energia més elevada mesurada per a una única partícula de raigs còsmics és comparable a l'energia cinètica d'una pilota de beisbol que es mogués a uns 160 km per hora, és, per tant, més de cent milions de vegades superior a l'energia dels protons accelerats en l'LHC del CERN.

Ultraviolat

L'ultraviolat, radiació ultraviolada o llum ultraviolada (UV) és la radiació electromagnètica amb una longitud d'ona menor que la de la llum visible i major que la dels raigs X. La seva longitud d'ona fa aproximadament de 400 a 15 nanòmetres i presenta energies d'entre 3 i 124 eV. Se'n diu ultraviolat, que significa 'més enllà del violeta' (del llatí ultra), perquè el violeta és el color visible amb la longitud d'ona més curta i la de la radiació ultraviolada encara és més curta.

La radiació ultraviolada fa part de les radiacions solars i també n'emeten els arcs elèctrics i alguns tipus de làmpades que produeixen llum negra. Atès que es tracta d'una radiació ionitzant, pot provocar reaccions químiques i la fluorescència de certes substàncies. Aquest tipus de radiació és nociu per a la salut, fan que la pell es colori però també poden causar càncers cutanis com el melanoma, l'envelliment prematur de la pell (arrugues), cremades, cataractes, etc.

Zona de radiació

La zona de radiació és la zona mitjana de l'interior del Sol. L'energia surt del nucli a través de la zona de radiació, per on viatja en forma de radiació electromagnètica. La zona de radiació és tan densa que les ones hi boten i reboten. L'energia pot quedar-hi atrapada durant milions d'anys.

Conceptes generals
Univers primitiu
Expansió i futur
Components
Estructures
Experiments
Científics
Història de la cosmologia

En altres idiomes

This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.