Radiatia

• Radiaţia, (din fr. radiation), este fenomenul fizic de emitere şi propagare de unde(radiaţie ondulatorie) sau de corpusculi (radiaţie corpusculară). Orice radiaţie implică un transport de energie

          Radiaţia solară este radiaţia electromagnetică emisă de Soare având lungimi de undă din întregul spectru al undelor electromagnetice.
Trecând prin atmosfera Pământului, o parte a radiaţiei solare este absorbită, încălzind aerul, o altă parte este împrăştiată de moleculele aerului, vaporii de apă, pulberile din atmosferă (constituind radiaţia solară difuză), dar cea mai mare parte ajunge pe suprafaţa Pamântului (constituind radiaţia solară directă).
Intensitatea radiaţiei solare este cantitatea de radiaţie solară, ce cade pe o anumită suprafaţă terestră în decursul unei perioade de timp şi se determină cu ajutorul pirheliometrelor şi aradiometrelor.
Spectrul şi intensitatea radiaţiei solare difuze depind de natura particulelor întâlnite. Când atmosfera este curată sunt împrăştiate îndeosebi radiaţiile cu lungimi de undă mici, ceea ce explică albastrul cerului.
Intensitatea radiaţiei solare directe depinde de starea atmosferei şi de poziţia pe glob, având variaţii zilnice şi anuale în funcţie de mişcarea globului terestru, aceasta fiind cauza modificărilor de temperatură de la zi la noapte şi de la un anotimp la altul.
          Radiaţia cosmică, numită şi „radiaţie cosmică de fond”, este radiaţia de naturăcorpusculară provenită direct din spaţiul cosmic („radiaţie cosmică primară”) sau din interacţiunile acesteia cu particulele din atmosferă („radiaţie cosmică secundară”). La radiaţia cosmică nu este vorba deci de un câmp electromagnetic, şi nici măcar de fascicule sau raze de particole elementare, ci de particole individuale. Radiaţia cosmică străbate atmosferaPământului şi ajunge la suprafaţa sa; intensitatea ei variază mult cu altitudinea.
Radiaţia cosmică primară este formată îndeosebi din protoni şi din alte nuclee atomice, lipsite complet de învelişul electronic, precum şi din alte particule, şi are ca origine procesele interstelare, unde particulele dobândesc energii uriaşe (până la 10 ¹⁹ megaelectronvolţi).
                Radiaţia beta (β) este un tip de radiaţie, în urma căreia sunt emise particule beta. În dependenţă de particulele beta emise, radiaţiile beta se clasifică în radiaţii β+ (emisie de pozitroni) şi radiaţii β- (emisie de electroni). Acestea penetrează materialul solid pe o distanţă mai mare decât particulele alfa. În cadrul experimentelor, acestea sunt deviate în câmpuri electrice în sens opus deviaţiei radiaţiilor alfa. Acest fapt demonstrează că fluxul de particule β emise sunt constituite din electroni.
               Radiaţia alfa (α): la trecerea prin substanţă, suferă 3 tipuri de interacţii: ciocnire,frânare în câmp electric şi captura de către nucleu. Probabilitatea cea mai mare o are ciocnirea. În urma ciocnirii unei particule alfa cu un atom se poate produce o excitare a acestuia, urmare a ridicării unui electron pe un nivel superior de energie. Câmpul electric al particulei alfa în mişcare acţionează asupra electronilor orbitali; la revenirea electronilor pe nivelele fundamentale atomii vor emite radiaţii Röentgen electromagnetice (caracteristica, x). Tot prin interacţia cu păturile electronice ale atomului, radiaţiile α pot produce smulgerea unor e^- din atomii respectivi. În acest fel, atomul rămâne încărcat pozitiv; fenomenul poartă numele de ionizare. De multe ori, electronii smulşi se pot ataşa unor atomi neutri, care devin ioni negativi (în ansamblu, la un act de ionizare se produc o pereche de ioni). Dacă e^- smulşi pot genera la rândul lor ionizari, ei constituie radiaţie delta. Franarea în câmp electric a radiaţiei α înseamnă interacţii succesive, în urma cărora particulele pierd energie până când, sub o anumita limită, nu mai pot produce ionizari. În acest stadiu, particulele α captează 2 electroni din mediu şi se transformă în atomi de He (Heliu).
              Radiaţia termică este radiaţia electromagnetică emisă de toate corpurile aflate în stare condensată, la temperaturi mai mari de zero absolut. Ea este generată de agitaţia termică a constituenţilor substanţei (atomi, electroni, ioni) care sunt în acelaşi timp purtători de sarcini electrice. Legile lui Kirchhoff descriu proprietăţile macroscopice ale interacţiei radiaţiei termice cu substanţa.
Pentru descrierea lor un rol central îl joacă radiaţia emisă de un corp perfect absorbant (corp negru). Spectrul radiaţiei termice a corpului negru depinde numai de temperatura lui. Interpretarea teoretică a emisiei corpului negru de către Max Planck în 1901 reprezintă începutul mecanicii cuantice.
Radiaţia termică cuprinde toate frecvenţele, însă – pentru o temperatură dată – atinge o intensitate maximă la o anumită lungime de undă. Când temperatura creşte de la 3 K până la 7000 K, lungimea de undă pentru care se atinge maximul emisiei scade de la c. 1000 μm la ca. 0,4 μm (după legea de deplasare a lui Wien). La temperaturi obişnuite, centrul de greutate al spectrului radiaţiei termice se află în domeniul infraroşu; acesta se deplasează către lungimi de undă mici pe măsură ce temperatura corpului creşte. Emisia devine vizibilă pe la 600 °C.
Radiaţia termică nu este polarizată (fiind produsă de sarcini electrice accelerate “haotic”).
                Undele electromagnetice sau radiaţia electromagnetică sunt fenomenefizice în general naturale, care constau dintr-un câmp electric şi unul magnetic în acelaşi spaţiu, şi care se generează unul pe altul pe măsură ce se propagă.