Largura equivalente no SDCTI GRACELI -CADEIAS DE INTERAÇÕES E DIMENS. FENOM.

A largura equivalente de uma raia espectral é uma medida da área da raia em um gráfico de intensidade contra comprimento de onda. Ela é encontrada formando-se um retângulo com altura igual à da emissão contínua, e encontrando-se a largura para a qual a área do retângulo seja igual à área na raia espectral. É uma medida da força das características espectrais, que é usada principalmente em astronomia.^[1]

Definição[editar | editar código-fonte]

Formalmente, a largura equivalente é dada pela equação:

W_{\lambda }=\int (1-F_{\lambda }/F_{0})d\lambda

.^[2]

x
TRANSFORMAÇÕES ⇔ INTERAÇÕES ⇔ TUNELAMENTO ⇔ EMARANHAMENTO ⇔ CONDUTIVIDADE ⇔ DIFRAÇÕES ⇔ radioatividade, ABSORÇÕES E EMISSÕES INTERNA ⇔ Δ de temperatura e dinâmicas, transições de estados quântico Δ ENERGIAS, ⇔ Δ MASSA , ⇔ Δ CAMADAS ORBITAIS , ⇔ Δ FENÔMENOS , ⇔ Δ DINÂMICAS, ⇔ Δ VALÊNCIAS, ⇔ Δ BANDAS, Δ entropia e de entalpia, E OUTROS.

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

N=N_{{o}}.e^{{-\lambda .t}}

T=e^{-2bL}

b={\sqrt {\frac {8\pi ^{2}m(Ub-E)}{h^{2}}}}

\Delta S=S_{2}-S_{1}=\int _{1}^{2}{\frac {\delta Q}{T}}

\sigma =q(n\mu _{n}+p\mu _{p})[\Omega .cm]^{{-1}}

E_{p}={\sqrt {{\frac {\hbar c^{5}}{G}}}}\approx

$V [R] [MA] = Δ e, M, Δ f, Δ E, Δ t, Δ i, Δ T, Δ C, Δ E, Δ A, Δ D, Δ M...... X =$

ΤDCG

X

Δe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM...... =
x
sistema de dez dimensões de Graceli +
DIMENSÕES EXTRAS DO SISTEMA DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI.
x

sistema de transições de estados, e estados de Graceli, fluxos aleatórios quântico, potencial entrópico e de entalpia.

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TEMPO ESPECÍFICO E FENOMÊNICO DE GRACELI
X
T l   T l    E l      Fl        dfG l

N l   El             tf l

P l   Ml           tfefel

Ta l   Rl

         Ll

D

Onde

F_{0}

representa a intensidade contínua em ambos os lados da característica de absorção(ou emissão), enquanto

F_{\lambda }

representa a intensidade através de toda a faixa de comprimento de onda de interesse. Então

W_{\lambda }

representa a largura de uma raia hipotética que cai a uma intensidade zero e tem a mesma diferença de fluxo integrado em relação ao contínuo que a raia verdadeira.^[2] Esta equação pode ser aplicada tanto à emissão quanto à absorção, mas quando aplicada à emissão, o valor de

W_{\lambda }

é negativo, portanto é utilizado o valor absoluto.

Os Espectros de Emissão Atômicos se baseiam na quantização da energia, consequência imediata da resolução da Equação de Schrödinger. Os elétrons de um determinado átomo, que se encontram num determinado Nível Energético, são elevados a um nível mais alto de energia – Estado Excitado – e retornam ao estado anterior emitindo um fóton correspondente à diferença de Energia de maneira que:

E=h\nu =hc/\lambda

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

N=N_{{o}}.e^{{-\lambda .t}}

T=e^{-2bL}

b={\sqrt {\frac {8\pi ^{2}m(Ub-E)}{h^{2}}}}

\Delta S=S_{2}-S_{1}=\int _{1}^{2}{\frac {\delta Q}{T}}

\sigma =q(n\mu _{n}+p\mu _{p})[\Omega .cm]^{{-1}}

E_{p}={\sqrt {{\frac {\hbar c^{5}}{G}}}}\approx

$V [R] [MA] = Δ e, M, Δ f, Δ E, Δ t, Δ i, Δ T, Δ C, Δ E, Δ A, Δ D, Δ M...... X =$

ΤDCG

X

Δe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM...... =
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N l   El             tf l

P l   Ml           tfefel

Ta l   Rl

         Ll

D

onde h é a Constante de Planck (6,626068 × 10⁻³⁴ J.s),

\nu

é a frequência da radiação, c é a velocidade da luz (299792458 m/s) e

\lambda

é o comprimento de onda da radiação.

Em Física, absorção se relaciona à parcela de energia que persiste em um corpo após incidir sobre ele. Contrapõe-se às parcelas correspondentes à transmissão e à reflexão.

Absorção ocorre quando um corpo escuro, iluminado por alguma fonte, absorve todas as cores e reflete a luz de sua própria cor. Exemplo: Um corpo vermelho, iluminado por uma luz branca, absorve todas as cores e reflete o vermelho. Alguns materiais presentes em nosso cotidiano podem ser atravessados pela luz e, por isso, é possível enxergar com nitidez através deles. Eles são denominados materiais transparentes, e alguns deles são o vidro comum e o plástico transparente. Outros materiais, como um lápis e um caderno, não são atravessados pela luz e, por causa disso, não enxergamos através deles. São materiais opacos.

Há alguns materiais que permitem a passagem da luz, mas que não favorecem uma visualização nítida de imagens através deles, apenas de contornos e de cores mais fortes. São os materiais translúcidos como, por exemplo, o vidro translúcido.

Quando os raios de luz atingem uma superfície, elas participam de três ocorrências: reflexão, refração e absorção simultaneamente, dependendo do material e da superfície.

A reflexão pode ser de dois tipos: regular e difusa. Todos esses acontecimentos estão representados no esquema a seguir.

Reflexão regular: a luz incidente em S volta ao mesmo meio, regularmente. Ocorre quando S é uma superfície metálica bem polida ( espelhos ). Reflexão difusa: a luz incidente em S volta ao mesmo meio, irregularmente. Ocorre quando S é uma superfície rugosa.

Refração: a luz incidente atravessa S e continua a se propagar no outro meio. Ocorre quando S separa dois meios transparentes (ar e água, água e vidro, etc.) Absorção: a luz incidente em S não se reflete e nem se refrata. A luz, que é uma forma de energia radiante, é absorvida em S, aquecendo-a. Ocorre, por exemplo, nos corpos de superfície preta ( corpos negros ).

Coeficiente de absorção[editar | editar código-fonte]

Em uma amostra não dispersiva, o coeficiente de absorção μ_a [cm^-1] corresponde ao recíproco da distância d sobre a qual a luz de intensidade I é atenuada (devido à absorção) para I / e ≈ 0.37*I; as unidades são tipicamente cm^-1.^[1] Nas demais amostras, μ_adescreve um meio que contém muitos cromóforos em uma concentração descrita por uma densidade volumétrica ρ [cm³]; o coeficiente de absorção é essencialmente a seção de choque σ_a por unidade de volume do meio.^[2]

 $\mu _{a}=\left({\frac {\sigma _{a}}{\rho }}\right)$


x
TRANSFORMAÇÕES ⇔ INTERAÇÕES  ⇔  TUNELAMENTO ⇔ EMARANHAMENTO ⇔ CONDUTIVIDADE  ⇔ DIFRAÇÕES ⇔ radioatividade, ABSORÇÕES E EMISSÕES INTERNA ⇔  Δ de temperatura e dinâmicas, transições de estados quântico Δ ENERGIAS,  ⇔   Δ MASSA ,   ⇔ Δ  CAMADAS ORBITAIS ,  ⇔  Δ FENÔMENOS  ,  ⇔  Δ  DINÂMICAS,   ⇔  Δ  VALÊNCIAS,   ⇔  Δ BANDAS,  Δ  entropia e de entalpia,  E OUTROS.  

 $\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})$  +




 $N=N_{{o}}.e^{{-\lambda .t}}$    +   



  $T=e^{-2bL}$  ,  $b={\sqrt {\frac {8\pi ^{2}m(Ub-E)}{h^{2}}}}$ 



 $\Delta S=S_{2}-S_{1}=\int _{1}^{2}{\frac {\delta Q}{T}}$   +

+   $\sigma =q(n\mu _{n}+p\mu _{p})[\Omega .cm]^{{-1}}$    




 $E_{p}={\sqrt {{\frac {\hbar c^{5}}{G}}}}\approx$ 




X






 $V [R] [MA] = Δ e, M, Δ f, Δ E, Δ t, Δ i, Δ T, Δ C, Δ E, Δ A, Δ D, Δ M...... X =$ 

ΤDCG






X

Δe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM......  =
x

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x

sistema de transições de estados, e estados  de Graceli, fluxos aleatórios quântico, potencial entrópico e de entalpia.

x




TEMPO ESPECÍFICO E FENOMÊNICO DE GRACELI
X





T l    T l     E l       Fl         dfG l   

N l    El                 tf l

P l    Ml                 tfefel 

Ta l   Rl

         Ll




         D

De forma geral, o recíproco do coeficiente de absorção pode ser entendido como a distancia média que a uma partícula viaja antes de interagir com o meio, ou seja, ser absorvido.

A lei de Beer-Lambert, também conhecida como lei de Beer ou lei de Beer-Lambert-Bouguer é uma relação empírica que, na Óptica, relaciona a absorção de luz com as propriedades do material atravessado por esta.

Equações[editar | editar código-fonte]

Isto se pode expressar de distintas maneiras:

{\begin{matrix}A=\alpha lc\end{matrix}}

{I_{1} \over I_{0}}=10^{-\alpha lc}

x

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

A=-\log {\frac {I_{1}}{I_{0}}}

x

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

\alpha ={\frac {4\pi k}{\lambda }}

x

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

Onde:

A é a absorbância (ou absorvância)
I₀ é a intensidade da luz incidente
I₁ é a intensidade da luz uma vez tendo atravessado o meio
l é a distância que a luz atravessa pelo corpo
c é a concentração de substância absorvente no meio
α é a absorbtividade molar da substância
λ é o comprimento de onda do feixe de luz
k é o coeficiente de extinção

Em resumo, a lei explica que há uma relação exponencial entre a transmissão de luz através de uma substância e a concentração da substância, assim como também entre a transmissão e a longitude do corpo que a luz atravessa. Se conhecemos l e α, a concentração da substância pode ser deduzida a partir da quantidade de luz transmitida.

As unidades de c e α dependem do modo em que se expressa a concentração da substância absorvente. Se a substância é líquida, se deve expressar como uma fração molar. As unidades de α são o inverso do comprimento (por exemplo cm⁻¹). No caso dos gases, cpode ser expressada como densidade (a longitude ao cubo, por exemplo cm⁻³), em cujo caso α é uma seção representativa da absorção e tem as unidades em comprimento ao quadrado (cm², por exemplo). Se a concentração de c está expressa em moles por volume, α é a absorvância molar normalmente dada em mol cm⁻². No entanto, também pode-se tratar de uma suspensão e aí a unidade de concentração é expressa em FTU.

O valor do coeficiente de absorção α varia segundo os materiais absorventes e com o comprimento de onda para cada material em particular. Deve ser determinado experimentalmente.

A lei tende a não ser válida para concentrações muito elevadas, especialmente se o material dispersa muito a luz.

A relação da lei entre concentração e absorção de luz é a base do uso de espectroscopia para determinar a concentração de substâncias em química analítica.

Lei de Beer-Lambert na atmosfera[editar | editar código-fonte]

Esta lei também se aplica para descrever a atenuação da radiação solar ao passar através da atmosfera. Neste caso há dispersão da radiação além da absorção. A lei de Beer-Lambert para a atmosfera é expressa por:

I_{n}=I_{0}\,\exp(-(k_{a}+k_{g}+k_{NO_{2}}+k_{w}+k_{O_{3}}+k_{r})m)

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

N=N_{{o}}.e^{{-\lambda .t}}

T=e^{-2bL}

b={\sqrt {\frac {8\pi ^{2}m(Ub-E)}{h^{2}}}}

\Delta S=S_{2}-S_{1}=\int _{1}^{2}{\frac {\delta Q}{T}}

\sigma =q(n\mu _{n}+p\mu _{p})[\Omega .cm]^{{-1}}

E_{p}={\sqrt {{\frac {\hbar c^{5}}{G}}}}\approx

$V [R] [MA] = Δ e, M, Δ f, Δ E, Δ t, Δ i, Δ T, Δ C, Δ E, Δ A, Δ D, Δ M...... X =$

ΤDCG

X

Δe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM...... =
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TEMPO ESPECÍFICO E FENOMÊNICO DE GRACELI
X
T l   T l    E l      Fl        dfG l

N l   El             tf l

P l   Ml           tfefel

Ta l   Rl

         Ll

D

onde cada

k_{x}

é um coeficiente de extinção cujo sub-índice identifica a fonte de absorção ou dispersão:

$a$ faz referência a aerossóis densos (que absorvem e dispersam)
$g$ são gases uniformemente misturados (principalmente dióxido de carbono ( $CO_{2}$ ) é oxigênio molecular ( $O_{2}$ ) que só absorve)
$NO_{2}$ é dióxido de nitrogênio, devido principalmente à contaminação (só absorve)
$w$ é a absorção produzida pelo vapor de água
$O_{3}$ é ozônio (só absorção)
$r$ é a dispersão de Rayleigh para o oxigênio molecular ( $O_{2}$ ) e nitrogênio ( $N_{2}$ ) (responsável pela cor azul do céu).

A dispersão de Rayleigh (em homenagem a Lord Rayleigh) é a dispersão da luz ou qualquer outra radiação electromagnética por partículas muito menores que o comprimento de onda dos fótons dispersados. Ocorre quando a luz viaja por sólidos e líquidos transparentes, mas se observa com maior frequência nos gases. A dispersão de Rayleigh da luz solar na atmosfera é a principal razão pela qual o céu é azul.

Se o tamanho das partículas é maior que o comprimento de onda, a luz não se decompõe em suas componentes cromáticas e todos os comprimentos de onda são igualmente dispersados, motivo pelo qual, ao atravessar uma nuvem, esta se vê como branca; o mesmo ocorrendo quando atravessa os grãos de sal e de açúcar. Para que a luz seja dispersada, o tamanho das partículas deve ser similar ou menor que o comprimento de onda.

O grau de dispersão de Rayleigh que sofre um raio de luz depende do tamanho das partículas e do comprimento de onda da luz, dependências expressas de fato no coeficiente de dispersão; a intensidade da luz dispersada depende inversamente da quarta potência do comprimento de onda, relação conhecida como Lei de Rayleigh-Jeans. A dispersão de luz por partículas maiores a um décimo do comprimento de onda se explica com a teoria de Mie, que é uma explicação mais geral da difusão de radiação electromagnética.

Equacionamento[editar | editar código-fonte]

A intensidade I da luz dispersada por uma pequena partícula num feixe de luz de comprimento de onda λ e intensidade I₀ é dada por:

I=I_{0}\,{\frac {1+\cos ^{2}\theta }{2\,R^{2}}}\left({\frac {2\pi }{\lambda }}\right)^{4}\left({\frac {n^{2}-1}{n^{2}+2}}\right)^{2}\left({\frac {d}{2}}\right)^{6}

x

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

Onde R é a distância à partícula, θ é o ângulo de dispersão, n é o índice de refração da partícula e d é o diâmetro da partícula.

No caso de luz polarizada (e não se pode generalizar) também podemos expressar:

I=I_{0}\,|\sigma (\theta ,\phi )|^{2}\,{\frac {(2\pi )^{2}}{(\lambda R)^{2}}}

x

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

\sigma (\theta ,\phi )=A(\theta )\operatorname {sen} {\phi }\,{\hat {e}}_{\phi }+B(\theta )\cos {\phi }\,{\hat {e}}_{\theta }

x

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

Onde agora a parte dos símbolos anteriores temos o coeficiente de dispersão σ, e os ângulos em coordenadas esféricas θ e Φ. Onde seus vetores unitários se definem referidos ao plano que definem o vetor que contém a direção de propagação da radiação e o vetor que contém a direção da polarização da onda incidente. A parte temos os coeficientes da matriz de Lennard-Jones perpendicular A(θ) e paralelo B(θ) ao plano de dispersão.

A distribuição angular da dispersão de Rayleigh, que vem a ser dada pela fórmula (1+cos²θ), é simétrica no plano perpendicular à direção da luz incidente, portanto a luz dispersada iguala-se à luz incidente. Integrando a área da esfera que cerca una partículaobtemos a seção de choque da dispersão de Rayleigh, σ_s:

\sigma _{s}={\frac {2\pi ^{5}}{3}}{\frac {d^{6}}{\lambda ^{4}}}\left({\frac {n^{2}-1}{n^{2}+2}}\right)^{2}

x

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

O coeficiente de dispersão para um grupo de partículas é o número de partículas por unidade de volume N vezes a seção transversal. Como em todos os efeitos de onda, na dispersão incoerente as potências são somadas aritmeticamente, ainda que na dispersão coerente (como acontece quando as partículas estão muito próximas umas das outras) os campos são somados aritmeticamente e a soma deve ser elevada ao quadrado, para obter a potência final.

\Delta U={\frac {3}{2}}nR(T_{f}-T_{i})

N=N_{{o}}.e^{{-\lambda .t}}

T=e^{-2bL}

b={\sqrt {\frac {8\pi ^{2}m(Ub-E)}{h^{2}}}}

\Delta S=S_{2}-S_{1}=\int _{1}^{2}{\frac {\delta Q}{T}}

\sigma =q(n\mu _{n}+p\mu _{p})[\Omega .cm]^{{-1}}

E_{p}={\sqrt {{\frac {\hbar c^{5}}{G}}}}\approx

$V [R] [MA] = Δ e, M, Δ f, Δ E, Δ t, Δ i, Δ T, Δ C, Δ E, Δ A, Δ D, Δ M...... X =$

ΤDCG

X

Δe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM...... =
x
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TEMPO ESPECÍFICO E FENOMÊNICO DE GRACELI
X
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sexta-feira, 16 de agosto de 2019

Definição[editar | editar código-fonte]

Coeficiente de absorção[editar | editar código-fonte]

Equações[editar | editar código-fonte]

Lei de Beer-Lambert na atmosfera[editar | editar código-fonte]

Equacionamento[editar | editar código-fonte]