ucakta telefonlarini kapayan pis fakirler hohoho

beyler acilin ben atom muhendisiyim
hemen cevap veriyorum ;

Elektromanyetik tayf binlerce kilometreden atomaltı uzunluklara kadar geniş bir yelpazedeki dalgaboylarında ışınımları kapsar. 30 Hz ve altındaki frekansların (uzun-dalga) radyoastronomide bazı nebulalar tarafından üretildiği ve bu yapıların araştırılmasında kullanıldığı, 2.9 * 1027 Hz değeri civarında frekanslara sahip ışınımların da çeşitli kozmik kaynaklardan yayıldığı bilinmektedir.

Boşlukta, belirli bir dalgaboyundaki (λ) elektromanyetik enerjinin bu dalgaboyu ile orantılı bir frekansı (f) ve proton enerjisi (E) bulunmaktadır. Bu yüzden elektromanyetik tayf bu üç değerden herhangi biri kullanılarak ifade edilebilir. Değerler birbirine aşağıdaki formüller ile bağlıdır:

frekans x dalgaboyu veya , ve veya

Burada; m/s (ışık hızı) ve de Planck sabiti 'dir.

Buna göre;

Yüksek frekanslı elektromanyetik dalgalar yüksek enerjiye ancak kısa dalgaboyuna,
Düşük frekanslı elektromanyetik dalgalar ise düşük enerjiye ancak uzun dalgaboyuna
sahiptirler. Görünür ışık veya başka bir elektromanyetik türü belli bir madde içerisinde yaratılır veya içerisinden geçerse (örneğin atmosfer), bu ışınımın dalgaboyu düşecek, dolayısıyla frekansı yükselecektir. Bu değişiklikten dolayı, ışınımların elektromanyetik tayf değerleri ile ilgili rakamsal bilgiler verilirken genellikle söz konusu ışınımlar uzaydaki (boşluk) sayısal değerleri ile ifade edilir.

Spektroskopi ile insan gözünün algılayabildiği 400 ile 700 nm'lik dalgaboyları arasındaki görünür ışık bandı dışındaki diğer ışınım aralıkları da algılanabilir. Normal bir laboratuvar spektroskobu 2 nm ile 2500 nm arasındaki dalgaboylarını kolayca algılayabilir. Cisimlerin, gazların ve hatta yıldız ve galaksilerin fiziksel özellikleri ile ilgili birçok veri bunlardan yayılan elektromanyetik ışınım bir spektroskop yardımıyla analiz edilerek öğrenilebilir. Örneğin hidrojen atomları 21.12 cm'lik dalgaboyunda spesifik bir radyo dalgası yayar. Söz konusu ışınım algılandığında, mesela uzak bir gezegenin atmosferinde hidrojen gazı da bulunduğu anlaşılabilir. Bu teknik astrofizik araştırmalarda yaygın olarak kullanılmaktadır.

Elektromanyetik radyasyon başlıca yedi kategoride incelenir. Bunlar düşük frekanstan yüksek frekansa doğru radyo dalgaları, mikrodalga, kızılötesi, görünür ışık, morötesi, X-ışınları ve Gama ışınlarıdır.

Sınıf Frekans (f) Dalgaboyu (λ) Enerji (E) Açıklama
Y 300 EHz - 30 EHz 1 pm - 10 pm 1.24 MeV - 124 keV Gama ışınları
HX 30 EHz - 3 EHz 10 pm - 100 pm 124 keV - 12.4 keV Sert X-ışınları
SX 3 EHz - 30 PHz 100 pm - 10 nm 12.4 keV - 124 eV Yumuşak X-ışınları
EUV 30 PHz - 3 PHz 10 nm - 100 nm 124 eV - 12.4 eV Uzak morötesi
NUV 3 PHz - 300 THz 100 nm - 1 μm 12.4 eV - 1.24 eV Yakın morötesi
VIS* Görünür ışık aralığı*
NIR 300 THz - 30 THz 1 μm - 10 μm 1.24 eV - 124 meV Yakın kızılötesi
MIR 30 THz - 3 THz 10 μm - 100 μm 124 meV - 12.4 meV Orta kızılötesi
FIR 3 THz - 300 GHz 100 μm - 1 mm 12.4 meV - 1.24 meV Uzak kızılötesi
EHF 300 GHz - 30 GHz 1 mm - 1 cm 1.24 meV - 124 μeV Aşırı yüksek frekans
SHF 30 GHz - 3 GHz 1 cm - 1 dm 124 μeV - 12.4 μeV Süper yüksek frekans
UHF 3 GHz - 300 MHz 1 dm - 1 m 12.4 μeV - 1.24 μeV Ultra yüksek frekans
VHF 300 MHz - 30 MHz 1 m - 10 m 1.24 μeV - 124 neV Çok yüksek frekans
HF 30 MHz - 3 MHz 10 m - 100 m 124 neV - 12.4 neV Yüksek frekans
MF 3 MHz - 300 kHz 100 m - 1 km 12.4 neV - 1.24 neV Orta frekans
LF 300 kHz - 30 kHz 1 km - 10 km 1.24 neV - 124 peV Alçak frekans
VLF 30 kHz - 3 kHz 10 km - 100 km 124 peV - 12.4 peV Çok alçak frekans
VF/ULF 3 kHz - 300 Hz 100 km - 1 Mm 12.4 peV - 1.24 peV Ses frekansı
SLF 300 Hz - 30 Hz 1 Mm - 10 Mm 1.24 peV - 124 feV Süper alçak frekans
ELF 30 Hz - 3 Hz 10 Mm - 100 Mm 124 feV - 12.4 feV Aşırı alçak frekans