SNC03574

Każdy obiekt o temperaturze wyższej od 0 K (-273,13°C) emituje promieniowanie, rzyli wysyła w przestrzeń falc elektromagnetyczne poruszające się z prędkością światła > różnej długości, częstości i amplitudzie (rys. 3.1). Zakres fal elektromagnetycznych est praktycznie nieograniczony, podział widma fal elektromagnetycznych o długo-idach od 10~" do I0⁷ pm przedstawia rysunek 3.2.

Rys. 3.2. Fale elektromagnetyczne w zakresie od ltT⁸ do 10⁷ (im

Skład widmowy promieniowania emitowanego przez ciała jest opisywany przez prawa promieniowania. W warunkach równowagi termodynamicznej ilość wysyłanej :ncrgii zależy wyłącznie od temperatury ciała emitującego, czym wyższa temperatura, ym więcej energii emitowanej jest z jednostki jego powierzchni. Od temperatury zależy [ównież rozkład widmowy emitowanej energii. Im wyższa temperatura emitera, tym jiiźsza długość fali, w której ciało emituje najwięcej energii.

Każdy obiekt emituje i jednocześnie pochłania promieniowanie. W stanie równowagi radiacyjnej w każdym przedziale długości fali ciała pochłaniają średnio tyle samo inergii. ile emitują. Dobry absorber jest zatem również dobrym emiterem. Własność tę ipfsuje prawo Kirchhoffa. Mówi ono, że zdolność absorpcyjna A_x dowolnego ciała ustanie równowagi radiacyjnej (czyli ułamek promieniowania pochłanianego) jest rów-a stosunkowi jego zdolności emisyjnej E_x do zdolności emisyjnej ciała doskonale czar-ego o tej samej temperaturze £_u.

k E ^Łu>

A

Zdolność absorpcyjna zależy od własności ciała i jego temperatury. Można wyobrazić sobie takie obiekty, które pochłaniają całe padające na nie promieniowanie. Nazywamy je ciałami doskonale czarnymi. Mają one kilka cennych własności. Promieniowanie emitowane przez ciała doskonale czarne jest izotropowe (jednakowe we wszystkich kierunkach). Ilość energii emitowanej w postaci fali o długości X zależy wyłącznie od ich temperatury i jest opisywana przez prawo Plancka

F - 2wc^łh “ “ X^!(e^MXkT -1)

gdzie: c - prędkość światła (3,0 • 10⁸m/s), h - stała Plancka (h = 6,63 • 10"*⁴ J • s), k - stała Boltzmanna (k = 1,38 ■ 10"²³ J/K), a T - temperatura ciała w skali KeWina.

Rys. 3.3. Rozkład energii emitowanej przez ciała doskonałe czarne o temperaturze 6000,5000 i 4000 K. Poła pod krzywymi są proporcjonalne do całkowitej energii promieniowanej z jednostki powierzchni. Długość fali, dla której emitowane jest najwięcej energii, rośnie wraz ze spadkiem temperatury emitera

Rysunek 3.3 przedstawia rozkład energii emitowanej przez ciała doskonale czarne o różnej temperaturze. Wynikają z niego dwie własności ciał doskonale czarnych:

-    całkowita energia emitowana przez poszczególne ciała (proporcjonalna do pola po odpowiednimi krzywymi) zależy wyłącznie od ich temperatury,

-    długość fali, dla której emitowane jest najwięcej energii, również zależy o temperati ry ciała emitującego; im wyższa temperatura ciała, tym niższa długość fali, dla któr emisja jest największa.

Własność pierwszą wyraża prawo Stefana-Boltzmanna

E„ = oT^Ą

gdzie: E_b - całkowita energia emitowana przez jednostkę powierzchni ciała w jednos czasu, o - stała Stefana-Boltzmanna (o = 56,7 • 10"⁹ W/(m² ■ K⁴)). Mówi ono, że cal wita energia emitowana przez jednostkę powierzchni ciała w jednostce czasu jest porcjonalna do czwartej potęgi jego temperatury bezwzględnej wyrażonej w stopn Kehina.

Własność drugą wyraża prawo Wiena

X_m T = const