A energia que um corpo perde devido à radiação térmica é caracterizada pelos seguintes valores.

Fluxo (F) - energia emitida por unidade de tempo de toda a superfície do corpo.

Na verdade, esse é o poder da radiação térmica. A dimensão do fluxo de radiação é [J / s \u003d W].

Luminosidade energética (Re) - energia da radiação térmica emitida por unidade de tempo de uma superfície unitária de um corpo aquecido:

No sistema SI, a luminosidade da energia é medida - [W/m 2].

O fluxo de radiação e a luminosidade da energia dependem da estrutura da substância e sua temperatura: F = F(T),

A distribuição da luminosidade da energia ao longo do espectro de radiação térmica caracteriza sua densidade espectral. Vamos denotar a energia da radiação térmica emitida por uma única superfície em 1 s em uma estreita faixa de comprimentos de onda de λ antes da λ +d λ, via dRe.

Densidade espectral de luminosidade de energia(r) ou emissividadeé a razão da luminosidade da energia em uma parte estreita do espectro (dRe) para a largura desta parte (dλ):

Uma visão aproximada da densidade espectral e luminosidade de energia (dRe) na faixa de comprimento de onda de λ antes da λ +d λ, mostrado na fig. 13.1.

Arroz. 13.1. Densidade espectral de luminosidade de energia

A dependência da densidade espectral da luminosidade da energia no comprimento de onda é chamada espectro de radiação do corpo. O conhecimento dessa dependência permite calcular a luminosidade energética de um corpo em qualquer faixa de comprimento de onda. A fórmula para calcular a luminosidade da energia de um corpo na faixa de comprimento de onda é:

A luminosidade total é:

Os corpos não apenas emitem, mas também absorvem radiação térmica. A capacidade de um corpo de absorver energia de radiação depende de sua substância, temperatura e comprimento de onda de radiação. A capacidade de absorção do corpo é caracterizada por coeficiente de absorção monocromáticoα.

Deixe um riacho cair na superfície do corpo monocromático radiação Φ λ com comprimento de onda λ. Parte desse fluxo é refletida e parte é absorvida pelo corpo. Vamos denotar o valor do fluxo absorvido Φ λ abs.

Coeficiente de absorção monocromático α λé a razão entre o fluxo de radiação absorvido por um determinado corpo e a magnitude do fluxo monocromático incidente:

O coeficiente de absorção monocromática é uma quantidade adimensional. Seus valores estão entre zero e um: 0 ≤ α ≤ 1.

Função α = α(λ,Τ) , expressando a dependência do coeficiente de absorção monocromática no comprimento de onda e temperatura, é chamado capacidade de absorção corpo. Sua aparência pode ser bastante complexa. Os tipos mais simples de absorção são considerados abaixo.

Corpo completamente pretoé um corpo cujo coeficiente de absorção é igual à unidade para todos os comprimentos de onda: α = 1.

corpo cinzaé um corpo para o qual o coeficiente de absorção não depende do comprimento de onda: α = const< 1.

Corpo absolutamente brancoé um corpo cujo coeficiente de absorção é zero para todos os comprimentos de onda: α = 0.

Lei de Kirchhoff

Lei de Kirchhoff- a relação entre a emissividade do corpo e sua capacidade de absorção é a mesma para todos os corpos e é igual à densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro:

= /

Consequência da lei:

1. Se um corpo a uma dada temperatura não absorve nenhuma radiação, então não a emite. De fato, se para algum comprimento de onda o coeficiente de absorção α = 0, então r = α∙ε(λT) = 0

1. Na mesma temperatura corpo negro irradia mais do que qualquer outro. De fato, para todos os órgãos, exceto Preto,α < 1, поэтому для них r = α∙ε(λT) < ε

2. Se para algum corpo determinarmos experimentalmente a dependência do coeficiente de absorção monocromática no comprimento de onda e temperatura - α = r = α(λT), então podemos calcular seu espectro de emissão.

§ 4º Luminosidade energética. Lei de Stefan-Boltzmann.

Lei do deslocamento de Wien

RE(luminosidade de energia integrada) - a luminosidade de energia determina a quantidade de energia emitida de uma única superfície por unidade de tempo em toda a faixa de frequência de 0 a ∞ a uma determinada temperatura T.

Conexão energia luminosidade e radiância

[R e ] \u003d J / (m 2 s) \u003d W / m 2

A lei de J. Stefan (cientista austríaco) e L. Boltzmann (cientista alemão)

Onde

σ \u003d 5,67 10 -8 W / (m 2 K 4) - Constante de Stef-on-Boltzmann.

A luminosidade da energia de um corpo negro é proporcional à quarta potência da temperatura termodinâmica.

A lei de Stefan-Boltzmann, definindo a dependênciaREsobre a temperatura, não dá uma resposta sobre a composição espectral da radiação de um corpo completamente negro. A partir das curvas de dependência experimentalrλ ,T a partir de λ em vários T segue-se que a distribuição de energia no espectro de um corpo negro é desigual. Todas as curvas têm um máximo, que com o aumento T desloca para comprimentos de onda mais curtos. Área limitada pela curva de dependênciarλ ,T de λ, é igual a RE(isto decorre do significado geométrico da integral) e é proporcional a T 4 .

Lei de deslocamento de Wien (1864 - 1928): Comprimento, ondas (λ max), que representa a emissividade máxima de um a.ch.t. a uma dada temperatura, é inversamente proporcional à temperatura T.

b\u003d 2,9 10 -3 m K - constante de Wien.

O deslocamento de Wien ocorre porque, à medida que a temperatura aumenta, a emissividade máxima se desloca para comprimentos de onda mais curtos.

§ 5 Fórmula Rayleigh-Jeans, fórmula de Wien e catástrofe ultravioleta

A lei de Stefan-Boltzmann permite determinar a luminosidade da energiaREa.h.t. pela sua temperatura. A lei de deslocamento de Wien relaciona a temperatura do corpo com o comprimento de onda no qual a emissividade máxima cai. Mas nem uma nem outra lei resolve o problema principal de quão grande é a capacidade radiativa por cada λ no espectro de um A.Ch.T. a uma temperatura T. Para fazer isso, você precisa estabelecer uma dependência funcionalrλ ,T de λ e T.

Com base no conceito da natureza contínua da emissão de ondas eletromagnéticas na lei da distribuição uniforme de energias em graus de liberdade, foram obtidas duas fórmulas para a emissividade de um a.ch.t.:

• Fórmula do vinho

Onde uma, b = const.

• Fórmula Rayleigh-Jeans

k =1,38·10-23 J/K - constante de Boltzmann.

A verificação experimental mostrou que, para uma determinada temperatura, a fórmula de Wien é correta para ondas curtas e apresenta discrepâncias acentuadas com a experiência na região de ondas longas. A fórmula Rayleigh-Jeans acabou sendo correta para ondas longas e não aplicável para ondas curtas.

O estudo da radiação térmica usando a fórmula de Rayleigh-Jeans mostrou que no âmbito da física clássica é impossível resolver o problema da função que caracteriza a emissividade de uma AChT. Esta tentativa malsucedida de explicar as leis de radiação de A.Ch.T. com a ajuda do aparato da física clássica, foi chamado de “catástrofe ultravioleta”.

Se tentarmos calcularREusando a fórmula de Rayleigh-Jeans, então

• “ catástrofe ultravioleta”

§6 Hipótese quântica e fórmula de Planck.

Em 1900, M. Planck (um cientista alemão) apresentou uma hipótese segundo a qual a emissão e absorção de energia não ocorre continuamente, mas em certas pequenas porções - quanta, e a energia quântica é proporcional à frequência de oscilação (fórmula de Planck ):

h \u003d 6,625 10 -34 J s - constante de Planck ou

Onde

Como a radiação ocorre em porções, a energia do oscilador (átomo oscilante, elétron) E assume apenas valores que são múltiplos de um número inteiro de porções elementares de energia, ou seja, apenas valores discretos

E = n E o = nhν .

EFEITO FOTOELÉTRICO

A influência da luz no curso dos processos elétricos foi estudada pela primeira vez por Hertz em 1887. Ele conduziu experimentos com um centelhador elétrico e descobriu que quando irradiado com radiação ultravioleta, a descarga ocorre em uma voltagem muito menor.

Em 1889-1895. A.G. Stoletov estudou o efeito da luz nos metais usando o seguinte esquema. Dois eletrodos: o cátodo K feito do metal em estudo e o ânodo A (no esquema de Stoletov - uma malha de metal que transmite luz) em um tubo de vácuo são conectados à bateria para que, com a ajuda de resistência R você pode alterar o valor e o sinal da tensão aplicada a eles. Quando o cátodo de zinco foi irradiado, uma corrente fluiu no circuito, que foi registrada por um miliamperímetro. Ao irradiar o cátodo com luz de vários comprimentos de onda, Stoletov estabeleceu as seguintes leis básicas:

• O efeito mais forte é exercido pela radiação ultravioleta;
• Sob a ação da luz, as cargas negativas escapam do cátodo;
• A força da corrente gerada pela ação da luz é diretamente proporcional à sua intensidade.

Lenard e Thomson em 1898 mediram a carga específica ( e/ m), partículas ejetadas, e descobriu-se que é igual à carga específica do elétron, portanto, os elétrons são ejetados do cátodo.

§ 2º Efeito fotoelétrico externo. Três leis do efeito fotoelétrico externo

O efeito fotoelétrico externo é a emissão de elétrons por uma substância sob a ação da luz. Os elétrons que escapam de uma substância com um efeito fotoelétrico externo são chamados de fotoelétrons, e a corrente que eles geram é chamada de fotocorrente.

Usando o esquema Stoletov, a seguinte dependência da fotocorrente emtensão aplicada em fluxo luminoso constante F(ou seja, foi obtida a característica I-V - característica corrente-tensão):

Em alguma voltagemvocêHfotocorrente atinge a saturaçãoEU n - todos os elétrons emitidos pelo cátodo atingem o ânodo, daí a corrente de saturaçãoEU n é determinado pelo número de elétrons emitidos pelo cátodo por unidade de tempo sob a ação da luz. O número de fotoelétrons liberados é proporcional ao número de quanta de luz incidente na superfície do cátodo. E o número de quanta de luz é determinado pelo fluxo luminoso F caindo no cátodo. Número de fótonsNcaindo ao longo do tempot à superfície é determinada pela fórmula:

Onde C- energia de radiação recebida pela superfície durante o tempo Δt,

energia de fótons,

F e-fluxo luminoso (potência de radiação).

1ª lei do efeito fotoelétrico externo (Lei de Stoletov):

Em uma frequência fixa da luz incidente, a fotocorrente de saturação é proporcional ao fluxo de luz incidente:

EUnós~ Ф, ν =const

vocêh - tensão de retardoé a tensão na qual nenhum elétron pode atingir o ânodo. Portanto, a lei de conservação de energia neste caso pode ser escrita: a energia dos elétrons emitidos é igual à energia de retardo do campo elétrico

portanto, pode-se encontrar a velocidade máxima dos fotoelétrons emitidosVmáx

2ª lei do efeito fotoelétrico : velocidade inicial máximaVmáxfotoelétrons não depende da intensidade da luz incidente (em F), mas é determinado apenas por sua frequência ν

3ª lei do efeito fotoelétrico : para cada substância existe efeito de foto "borda vermelha", ou seja, a frequência mínima ν kp , dependendo da natureza química da substância e do estado de sua superfície, na qual o efeito fotoelétrico externo ainda é possível.

A segunda e a terceira leis do efeito fotoelétrico não podem ser explicadas usando a natureza ondulatória da luz (ou a teoria eletromagnética clássica da luz). De acordo com esta teoria, a retirada de elétrons de condução do metal é o resultado de seu "balanço" pelo campo eletromagnético da onda de luz. À medida que a intensidade da luz aumenta ( F) a energia transmitida pelo elétron do metal deve aumentar, portanto, deve aumentarVmáx, e isso contradiz a 2ª lei do efeito fotoelétrico.

Uma vez que, de acordo com a teoria das ondas, a energia transmitida pelo campo eletromagnético é proporcional à intensidade da luz ( F), então qualquer luz; frequência, mas uma intensidade suficientemente alta teria que retirar elétrons do metal, ou seja, a borda vermelha do efeito fotoelétrico não existiria, o que contraria a 3ª lei do efeito fotoelétrico. O efeito fotoelétrico externo é inercial. E a teoria das ondas não pode explicar sua inércia.

§ 3 Equação de Einstein para o efeito fotoelétrico externo.

Função no trabalho

Em 1905, A. Einstein explicou o efeito fotoelétrico com base em conceitos quânticos. Segundo Einstein, a luz não é apenas emitida por quanta de acordo com a hipótese de Planck, mas se propaga no espaço e é absorvida pela matéria em porções separadas - quanta com energia E0 = hv. Os quanta de radiação eletromagnética são chamados fótons.

A equação de Einstein (a lei da conservação da energia para o efeito da foto externa):

Energia de fótons incidentes hvé gasto para retirar um elétron do metal, ou seja, na função trabalho Uma saída, e para comunicar energia cinética ao fotoelétron emitido.

A menor energia que deve ser transmitida a um elétron para removê-lo de um corpo sólido para o vácuo é chamada de função no trabalho.

Uma vez que a energia de Ferm para E Fdepende da temperatura e E F, também muda com a temperatura, então, portanto, Uma saída dependente da temperatura.

Além disso, a função de trabalho é muito sensível ao acabamento da superfície. Aplicando um filme na superfície Sa, SG, Wa) no CUma saídadiminui de 4,5 eV para puroC até 1,5h 2 eV para impurezaC.

A equação de Einstein torna possível explicar em c e três leis do foto-efeito externo,

1ª lei: cada quantum é absorvido por apenas um elétron. Portanto, o número de fotoelétrons ejetados deve ser proporcional à intensidade ( F) Sveta

2ª lei: Vmáx~ ν e desde Uma saída não depende de F, então eVmáx não depende de F

3ª lei: À medida que ν diminui,Vmáx e para ν = ν 0 Vmáx = 0, portanto,hν 0 = Uma saída, portanto, ou seja existe uma frequência mínima, a partir da qual é possível o efeito fotoelétrico externo.

d Φ e (\displaystyle d\Phi _(e)), emitido por uma pequena área da superfície da fonte de radiação, para sua área d S (\displaystyle dS) : M e = d Φ e d S . (\displaystyle M_(e)=(\frac (d\Phi _(e))(dS)).)

Eles também dizem que a luminosidade da energia é a densidade da superfície do fluxo de radiação emitido.

Numericamente, a luminosidade da energia é igual ao módulo médio do tempo da componente do vetor de Poynting perpendicular à superfície. Nesse caso, a média é realizada em um tempo que excede significativamente o período de oscilações eletromagnéticas.

A radiação emitida pode se originar na própria superfície, então se fala de uma superfície auto-luminosa. Outra variante é observada quando a superfície é iluminada de fora. Nesses casos, alguma parte do fluxo incidente retorna necessariamente como resultado de espalhamento e reflexão. Então a expressão para a luminosidade da energia tem a forma:

M e = (ρ + σ) ⋅ E e , (\displaystyle M_(e)=(\rho +\sigma)\cdot E_(e),)

Onde ρ (\displaystyle \rho ) e σ (\displaystyle \sigma )- coeficiente reflexão e coeficiente dispersão da superfície, respectivamente, e - sua irradiância.

Outros nomes de luminosidade de energia, às vezes usados ​​na literatura, mas não previstos pelo GOST: - emissividade e emissividade integral.

Densidade espectral de luminosidade de energia

Densidade espectral de luminosidade de energia M e , λ (λ) (\displaystyle M_(e,\lambda )(\lambda))- a razão da magnitude da luminosidade da energia d M e (λ) , (\displaystyle dM_(e)(\lambda),) por pequeno intervalo espectral d λ , (\displaystyle d\lambda ,) fechado entre λ (\displaystyle \lambda ) e λ + d λ (\displaystyle \lambda +d\lambda ), para a largura desse intervalo:

M e , λ (λ) = d M e (λ) d λ . (\displaystyle M_(e,\lambda )(\lambda)=(\frac (dM_(e)(\lambda))(d\lambda )).)

A unidade de medida do SI é W m −3 . Como o comprimento  de ondas da radiação óptica é geralmente medido em nanômetros, na prática W m −2 · nm −1 é frequentemente usado.

Às vezes na literatura M e , λ (\displaystyle M_(e,\lambda )) são chamados emissividade espectral.

Analógico leve

M v = K m ⋅ ∫ 380 n m 780 n m M e , λ (λ) V (λ) d λ , (\displaystyle M_(v)=K_(m)\cdot \int \limits _(380~nm)^ (780~nm)M_(e,\lambda )(\lambda)V(\lambda)d\lambda ,)

Onde K m (\estilo de exibição K_(m))- máxima eficiência luminosa de radiação, igual no sistema SI a 683 lm/W. Seu valor numérico segue diretamente da definição da candela.

Informações sobre outras grandezas fotométricas de energia básica e seus análogos de luz são fornecidas na tabela. As designações das quantidades são fornecidas de acordo com GOST 26148-84.

Quantidades fotométricas de energia SI

Nome (sinônimo)	Designação de valor	Definição	notação de unidade SI	Quantidade de luz
Energia radiação (energia radiante)	Q e (\estilo de exibição Q_(e)) ou W (\displaystyle W)	Energia transportada por radiação	J	Energia luminosa
Fluxo radiação (fluxo radiante)	Φ (\displaystyle \Phi ) ou P (\displaystyle P)	Φ e = d Q e d t (\displaystyle \Phi _(e)=(\frac (dQ_(e))(dt)))	ter	Fluxo de luz
Força radiação (força energética da luz)	I e (\displaystyle I_(e))	I e = d Φ e d Ω (\displaystyle I_(e)=(\frac (d\Phi _(e))(d\Omega )))	Ter sr -1	O poder da luz
Densidade de energia de radiação volumétrica	U e (\displaystyle U_(e))	U e = d Q e d V (\displaystyle U_(e)=(\frac (dQ_(e))(dV)))	Jm-3	Densidade volumétrica da energia luminosa
Energia brilho	L e (\displaystyle L_(e))	L e = d 2 Φ e d Ω d S 1 cos ⁡ ε (\displaystyle L_(e)=(\frac (d^(2)\Phi _(e))(d\Omega \,dS_(1))\, \cos\varepsilon)))	W m −2 sr −1	Brilho
Brilho de energia integral	e (\displaystyle \Lambda _(e))	Λ e = ∫ 0 t L e (t ′) d t ′ (\displaystyle \Lambda _(e)=\int _(0)^(t)L_(e)(t")dt")	J m −2 sr −1	Brilho integral
Irradiação (iluminação de energia)	E e (\displaystyle E_(e))	E e = d Φ e d S 2 (\displaystyle E_(e)=(\frac (d\Phi _(e))(dS_(2)))))	W m -2

1. Características da radiação térmica.

2. Lei de Kirchhoff.

3. Leis de radiação de um corpo negro.

4. Radiação do Sol.

5. Fundamentos físicos da termografia.

6. Terapia de luz. Usos terapêuticos da luz ultravioleta.

7. Conceitos básicos e fórmulas.

8. Tarefas.

De toda a variedade de radiação eletromagnética, visível ou invisível ao olho humano, pode-se distinguir, que é inerente a todos os corpos - é a radiação térmica.

radiação térmica- radiação eletromagnética emitida por uma substância e que surge devido à sua energia interna.

A radiação térmica é causada pela excitação de partículas de matéria durante colisões no processo de movimento térmico ou pelo movimento acelerado de cargas (oscilações de íons de rede cristalina, movimento térmico de elétrons livres, etc.). Ocorre em qualquer temperatura e é inerente a todos os corpos. Uma característica da radiação térmica é espectro contínuo.

A intensidade da radiação e a composição espectral dependem da temperatura corporal, portanto, a radiação térmica nem sempre é percebida pelo olho como um brilho. Por exemplo, corpos aquecidos a uma alta temperatura emitem uma parte significativa da energia na faixa visível e, à temperatura ambiente, quase toda a energia é emitida na parte infravermelha do espectro.

26.1. Características da radiação térmica

A energia que um corpo perde devido à radiação térmica é caracterizada pelos seguintes valores.

fluxo de radiação(F) - energia irradiada por unidade de tempo de toda a superfície do corpo.

Na verdade, esse é o poder da radiação térmica. A dimensão do fluxo de radiação é [J / s \u003d W].

Luminosidade energética(Re) é a energia da radiação térmica emitida por unidade de tempo de uma superfície unitária de um corpo aquecido:

A dimensão desta característica é [W/m 2].

Tanto o fluxo de radiação quanto a luminosidade da energia dependem da estrutura da substância e de sua temperatura: Ф = Ф(Т), Re = Re(T).

A distribuição da luminosidade da energia ao longo do espectro de radiação térmica caracteriza sua densidade espectral. Vamos denotar a energia da radiação térmica emitida por uma única superfície em 1 s em uma estreita faixa de comprimentos de onda de λ antes da λ +d λ, via dRe.

A densidade espectral da luminosidade da energia(r) ou emissividadeé a razão entre a luminosidade da energia em uma parte estreita do espectro (dRe) e a largura dessa parte (dλ):

Uma visão aproximada da densidade espectral e luminosidade de energia (dRe) na faixa de comprimento de onda de λ antes da λ +d λ, mostrado na fig. 26.1.

Arroz. 26.1. Densidade espectral de luminosidade de energia

A dependência da densidade espectral da luminosidade da energia no comprimento de onda é chamada espectro de radiação do corpo. Conhecer essa dependência permite calcular a luminosidade da energia do corpo em qualquer faixa de comprimento de onda:

Os corpos não apenas emitem, mas também absorvem radiação térmica. A capacidade de um corpo de absorver energia de radiação depende de sua substância, temperatura e comprimento de onda de radiação. A capacidade de absorção do corpo é caracterizada por coeficiente de absorção monocromáticaα.

Deixe um riacho cair na superfície do corpo monocromático radiação Φ λ com comprimento de onda λ. Parte desse fluxo é refletida e parte é absorvida pelo corpo. Vamos denotar o valor do fluxo absorvido Φ λ abs.

Coeficiente de absorção monocromático α λ é a razão entre o fluxo de radiação absorvido por um determinado corpo e a magnitude do fluxo monocromático incidente:

O coeficiente de absorção monocromática é uma quantidade adimensional. Seus valores estão entre zero e um: 0 ≤ α ≤ 1.

A função α = α(λ,Τ), que expressa a dependência do coeficiente de absorção monocromática do comprimento de onda e da temperatura, é chamada capacidade de absorção corpo. Sua aparência pode ser bastante complexa. Os tipos mais simples de absorção são considerados abaixo.

Corpo completamente preto- tal corpo, cujo coeficiente de absorção é igual à unidade para todos os comprimentos de onda: α = 1. Absorve toda a radiação incidente sobre ele.

De acordo com suas propriedades de absorção, a fuligem, o veludo preto, o preto platinado estão próximos de um corpo absolutamente preto. Um modelo muito bom de corpo negro é uma cavidade fechada com um pequeno orifício (O). As paredes da cavidade estão enegrecidas na Fig. 26.2.

O feixe que entra neste orifício é quase completamente absorvido após múltiplas reflexões das paredes. Dispositivos semelhantes

Arroz. 26.2. Modelo de corpo preto

usados ​​como padrões de luz, usados ​​na medição de altas temperaturas, etc.

A densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo completamente preto é denotada por ε(λ, Τ). Esta função desempenha um papel importante na teoria da radiação térmica. Sua forma foi primeiramente estabelecida experimentalmente e depois obtida teoricamente (fórmula de Planck).

Corpo absolutamente branco- tal corpo, cujo coeficiente de absorção é igual a zero para todos os comprimentos de onda: α = 0.

Não existem corpos verdadeiramente brancos na natureza, no entanto, existem corpos que estão próximos deles em propriedades em uma faixa bastante ampla de temperaturas e comprimentos de onda. Por exemplo, um espelho na parte óptica do espectro reflete quase toda a luz incidente.

corpo cinzaé um corpo para o qual o coeficiente de absorção não depende do comprimento de onda: α = const< 1.

Alguns corpos reais têm essa propriedade em uma certa faixa de comprimentos de onda e temperaturas. Por exemplo, "cinza" (α = 0,9) pode ser considerado pele humana na região do infravermelho.

26.2. Lei de Kirchhoff

A relação quantitativa entre radiação e absorção foi estabelecida por G. Kirchhoff (1859).

Lei de Kirchhoff- atitude emissividade corpo para seu capacidade de absorção o mesmo para todos os corpos e igual à densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo completamente negro:

Notamos algumas consequências desta lei.

1. Se um corpo a uma dada temperatura não absorve nenhuma radiação, então não a emite. Com efeito, se para

26.3. Leis da radiação do corpo negro

As leis da radiação do corpo negro foram estabelecidas na seguinte sequência.

Em 1879, J. Stefan experimentalmente, e em 1884, L. Boltzmann determinou teoricamente luminosidade de energia corpo absolutamente negro.

Lei de Stefan-Boltzmann - A luminosidade da energia de um corpo negro é proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta:

Os valores dos coeficientes de absorção para alguns materiais são dados na Tabela. 26.1.

Tabela 26.1. coeficientes de absorção

O físico alemão W. Wien (1893) estabeleceu uma fórmula para o comprimento de onda que representa o máximo emissividade corpo absolutamente negro. A proporção que ele recebeu foi nomeada em sua homenagem.

À medida que a temperatura aumenta, a emissividade máxima está mudando para a esquerda (Fig. 26.3).

Arroz. 26.3. Ilustração da lei de deslocamento de Wien

Na tabela. 26.2 mostra as cores na parte visível do espectro, correspondendo à radiação dos corpos em diferentes temperaturas.

Tabela 26.2. Cores de corpos aquecidos

Usando as leis de Stefan-Boltzmann e Wien, é possível determinar as temperaturas dos corpos medindo a radiação desses corpos. Por exemplo, a temperatura da superfície do Sol (~6000 K), a temperatura no epicentro da explosão (~10 6 K), etc. são determinadas desta forma. O nome comum para esses métodos é pirometria.

Em 1900, M. Planck recebeu uma fórmula para calcular emissividade corpo absolutamente negro teoricamente. Para fazer isso, ele teve que abandonar as ideias clássicas sobre continuidade o processo de irradiação de ondas eletromagnéticas. De acordo com Planck, o fluxo de radiação consiste em porções separadas - quanta, cujas energias são proporcionais às frequências da luz:

Da fórmula (26.11) pode-se teoricamente obter as leis de Stefan-Boltzmann e Wien.

26.4. Radiação solar

Dentro do sistema solar, o Sol é a fonte mais poderosa de radiação térmica que determina a vida na Terra. A radiação solar tem propriedades curativas (helioterapia), é utilizada como meio de endurecimento. Também pode ter um efeito negativo no corpo (queimadura,

Os espectros de radiação solar na fronteira da atmosfera terrestre e na superfície da Terra são diferentes (Fig. 26.4).

Arroz. 26.4. Espectro da radiação solar: 1 - no limite da atmosfera, 2 - na superfície da Terra

Na fronteira da atmosfera, o espectro do Sol está próximo do espectro de um corpo negro. A emissividade máxima é λ1max= 470 nm (azul).

Perto da superfície da Terra, o espectro da radiação solar tem uma forma mais complexa, que está associada à absorção na atmosfera. Em particular, não contém a parte de alta frequência da radiação ultravioleta, que é prejudicial aos organismos vivos. Esses raios são quase completamente absorvidos pela camada de ozônio. A emissividade máxima é λ2max= 555 nm (verde-amarelo), que corresponde à melhor sensibilidade ocular.

O fluxo de radiação solar térmica no limite da atmosfera terrestre determina constante solar EU.

O fluxo que atinge a superfície da Terra é muito menor devido à absorção na atmosfera. Sob as condições mais favoráveis ​​(o sol em seu zênite), não excede 1120 W / m 2. Em Moscou, na época do solstício de verão (junho) - 930 W / m 2.

Tanto o poder da radiação solar perto da superfície da Terra quanto sua composição espectral dependem mais significativamente da altura do Sol acima do horizonte. Na fig. 26.5 as curvas suavizadas de distribuição de energia de uma luz solar são dadas: I - fora de uma atmosfera; II - na posição do Sol no zênite; III - a uma altura de 30° acima do horizonte; IV - em condições próximas ao nascer e ao pôr do sol (10° acima do horizonte).

Arroz. 26,5. Distribuição de energia no espectro do Sol em diferentes alturas acima do horizonte

Diferentes componentes do espectro solar passam pela atmosfera da Terra de maneiras diferentes. A Figura 26.6 mostra a transparência da atmosfera em altas altitudes do Sol.

26,5. Base física da termografia

A radiação térmica de uma pessoa compõe uma proporção significativa de suas perdas térmicas. A perda radiativa de uma pessoa é igual à diferença emitido fluxo e absorvido fluxo de radiação ambiental. A perda de potência radiativa é calculada pela fórmula

onde S é a área da superfície; δ - coeficiente de absorção reduzido da pele (vestuário), considerado como corpo cinza; T 1 - temperatura da superfície corporal (roupas); T 0 - temperatura ambiente.

Considere o exemplo a seguir.

Vamos calcular o poder das perdas radiativas de uma pessoa nua a uma temperatura ambiente de 18°C ​​​​(291 K). Vamos pegar: a área da superfície do corpo S = 1,5 m 2; temperatura da pele T1 = 306 K (33°C). O coeficiente de absorção reduzido da pele é encontrado na Tabela. 26.1 (δ \u003d 5,1 * 10 -8 W / m 2 K 4). Substituindo esses valores na fórmula (26.11), obtemos

P \u003d 1,5 * 5,1 * 10 -8 * (306 4 - 291 4) ≈122 W.

Arroz. 26.6. A transparência da atmosfera da Terra (em percentagem) para diferentes partes do espectro a uma altitude elevada do Sol.

A radiação térmica humana pode ser usada como parâmetro de diagnóstico.

Termografia - um método de diagnóstico baseado na medição e registro da radiação térmica da superfície do corpo humano ou de suas seções individuais.

A distribuição de temperatura em uma pequena área da superfície do corpo pode ser determinada usando filmes especiais de cristal líquido. Tais filmes são sensíveis a pequenas mudanças de temperatura (mudança de cor). Portanto, um “retrato” térmico colorido da área do corpo em que está sobreposto aparece no filme.

Uma maneira mais avançada é usar termovisores que convertem a radiação infravermelha em luz visível. A radiação do corpo é projetada na matriz do termovisor usando uma lente especial. Após a conversão, um retrato térmico detalhado é formado na tela. Áreas com temperaturas diferentes diferem em cor ou intensidade. Os métodos modernos permitem fixar a diferença de temperaturas de até 0,2 graus.

Retratos térmicos são usados ​​em diagnósticos funcionais. Várias patologias dos órgãos internos podem se formar nas zonas superficiais da pele com uma temperatura alterada. A detecção de tais zonas indica a presença de patologia. O método termográfico facilita o diagnóstico diferencial entre tumores benignos e malignos. Este método é um meio objetivo de monitorar a eficácia dos métodos terapêuticos de tratamento. Assim, durante um exame termográfico de pacientes com psoríase, verificou-se que, na presença de infiltração grave e hiperemia nas placas, observa-se um aumento da temperatura. Uma diminuição da temperatura ao nível das áreas circundantes na maioria dos casos indica regressão processo na pele.

A febre é frequentemente um indicador de infecção. Para determinar a temperatura de uma pessoa, basta olhar através de um dispositivo infravermelho em seu rosto e pescoço. Para pessoas saudáveis, a relação entre a temperatura da testa e a temperatura da carótida varia de 0,98 a 1,03. Essa proporção pode ser usada em diagnósticos expressos durante epidemias para medidas de quarentena.

26.6. Fototerapia. Usos terapêuticos da luz ultravioleta

A radiação infravermelha, a luz visível e a radiação ultravioleta são amplamente utilizadas na medicina. Lembre-se das faixas de seus comprimentos de onda:

Fototerapia chamado de uso de radiação infravermelha e visível para fins terapêuticos.

Penetrando nos tecidos, os raios infravermelhos (assim como os visíveis) no local de sua absorção causam a liberação de calor. A profundidade de penetração dos raios infravermelhos e visíveis na pele é mostrada na Fig. 26.7.

Arroz. 26.7. Profundidade de penetração da radiação na pele

Na prática médica, irradiadores especiais são usados ​​como fontes de radiação infravermelha (Fig. 26.8).

Lâmpada Mininé uma lâmpada incandescente com um refletor que localiza a radiação na direção desejada. A fonte de radiação é uma lâmpada incandescente de 20-60 W feita de vidro incolor ou azul.

Banho termal leveé uma armação semicilíndrica, composta por duas metades conectadas de forma móvel uma à outra. Na superfície interna da armação, voltada para o paciente, são fixadas lâmpadas incandescentes com potência de 40 W. Nesses banhos, o objeto biológico é afetado pela radiação infravermelha e visível, bem como pelo ar aquecido, cuja temperatura pode chegar a 70°C.

Lâmpada Solluxé uma poderosa lâmpada incandescente colocada em um refletor especial em um tripé. A fonte de radiação é uma lâmpada incandescente com uma potência de 500 W (temperatura do filamento de tungstênio 2800°C, radiação máxima em um comprimento de onda de 2 μm).

Arroz. 26.8. Irradiadores: Lâmpada Minin (a), banho de luz-térmica (b), lâmpada Sollux (c)

Usos terapêuticos da luz ultravioleta

A radiação ultravioleta usada para fins médicos é dividida em três faixas:

Quando a radiação ultravioleta é absorvida nos tecidos (na pele), ocorrem várias reações fotoquímicas e fotobiológicas.

usados ​​como fontes de radiação. lâmpadas de alta pressão(arco, mercúrio, tubular), fluorescente lâmpadas, descarga de gás lâmpadas de baixa pressão uma das variedades das quais são lâmpadas bactericidas.

Uma radiação tem um efeito eritematoso e bronzeador. É usado no tratamento de muitas doenças dermatológicas. Alguns compostos químicos da série furocumarina (por exemplo, psoraleno) são capazes de sensibilizar a pele desses pacientes à radiação ultravioleta de ondas longas e estimular a formação do pigmento melanina nos melanócitos. O uso combinado desses medicamentos com a radiação A é a base de um método de tratamento chamado fotoquimioterapia ou PUVA terapia(PUVA: P - psoraleno; UVA - zona de radiação ultravioleta A). Parte ou todo o corpo é exposto à radiação.

radiação B tem um efeito formador de vitaminas e anti-raquítico.

radiação C tem efeito bactericida. A irradiação destrói a estrutura de microorganismos e fungos. A radiação C é criada por lâmpadas bactericidas especiais (Fig. 26.9).

Algumas técnicas médicas usam radiação C para irradiar o sangue.

Fome ultravioleta. A radiação ultravioleta é necessária para o desenvolvimento e funcionamento normal do corpo. Sua deficiência leva a uma série de doenças graves. Moradores da região extrema enfrentam fome ultravioleta

Arroz. 26.9. Irradiador bactericida (a), irradiador nasofaríngeo (b)

Norte, trabalhadores da mineração, do metrô, moradores das grandes cidades. Nas cidades, a falta de radiação ultravioleta está associada à poluição do ar por poeira, fumaça e gases que bloqueiam a parte UV do espectro solar. As janelas das instalações não transmitem raios UV com comprimento de onda de λ< 310 нм. Значительно снижают УФ-поток загрязненные стекла и занавеси (тюлевые занавески снижают УФ-излучение на 20 %). Поэтому на многих производствах и в быту наблюдается так называемая «биологическая полутьма». В первую очередь страдают дети (возрастает вероятность заболевания рахитом).

Os perigos da radiação ultravioleta

Exposição ao excesso doses de radiação ultravioleta no corpo como um todo e em seus órgãos individuais levam a várias patologias. Em primeiro lugar, isso se refere às consequências do banho de sol descontrolado: queimaduras, manchas da idade, danos nos olhos - o desenvolvimento de fotoftalmia. O efeito da radiação ultravioleta no olho é semelhante ao eritema, pois está associado à decomposição de proteínas nas células da córnea e nas membranas mucosas do olho. As células vivas da pele humana são protegidas da ação destrutiva dos raios UV.

mi" células do estrato córneo da pele. Os olhos são privados dessa proteção, portanto, com uma dose significativa de irradiação ocular, a inflamação do tesão (ceratite) e das membranas mucosas (conjuntivite) do olho se desenvolve após um período latente. Este efeito é devido a raios com comprimento de onda inferior a 310 nm. É necessário proteger o olho de tais raios. Atenção especial deve ser dada ao efeito blastogênico da radiação UV, levando ao desenvolvimento do câncer de pele.

26.7. Conceitos básicos e fórmulas

Continuação da tabela

Fim da mesa

26.8. Tarefas

2. Determine quantas vezes as luminosidades energéticas de áreas da superfície do corpo humano diferem, tendo temperaturas de 34 e 33°C, respectivamente?

3. Ao diagnosticar um tumor de mama por termografia, o paciente recebe uma solução de glicose para beber. Após algum tempo, a radiação térmica da superfície do corpo é registrada. As células do tecido tumoral absorvem intensamente a glicose, como resultado do aumento da produção de calor. Em quantos graus a temperatura da área da pele acima do tumor muda se a radiação da superfície aumentar em 1% (1,01 vezes)? A temperatura inicial da área do corpo é 37°C.

6. Quanto a temperatura do corpo humano aumentou se o fluxo de radiação da superfície do corpo aumentou em 4%? A temperatura corporal inicial é de 35°C.

7. Há duas chaleiras idênticas em uma sala contendo massas iguais de água a 90°C. Um é niquelado e o outro é preto. Qual chaleira esfriará mais rápido? Por quê?

Solução

De acordo com a lei de Kirchhoff, a proporção de habilidades de emissão e absorção é a mesma para todos os corpos. Bule niquelado reflete quase toda a luz. Portanto, sua capacidade de absorção é pequena. Assim, a emissividade também é pequena.

Responda: a chaleira escura esfriará mais rápido.

8. Para a destruição de pragas, o grão é exposto à radiação infravermelha. Por que os insetos morrem, mas o grão não?

Responda: insetos têm Preto cor, portanto absorvem intensamente a radiação infravermelha e perecem.

9. Ao aquecer um pedaço de aço, observaremos um calor vermelho-cereja brilhante a uma temperatura de 800 ° C, mas uma haste transparente de quartzo fundido não brilha à mesma temperatura. Por quê?

Solução

Veja o problema 7. Um corpo transparente absorve uma pequena parte da luz. Portanto, sua emissividade é pequena.

Responda: um corpo transparente praticamente não irradia, mesmo quando é fortemente aquecido.

10. Por que muitos animais dormem enrolados no frio?

Responda: neste caso, a superfície aberta do corpo diminui e, consequentemente, as perdas de radiação diminuem.

A radiação térmica dos corpos é chamada de radiação eletromagnética que ocorre devido àquela parte da energia interna do corpo, que está relacionado ao movimento térmico de suas partículas.

As principais características da radiação térmica de corpos aquecidos a uma temperatura T são:

1. Energia luminosidadeR (T ) -a quantidade de energia emitida por unidade de tempo por unidade de superfície do corpo, em toda a faixa de comprimentos de onda. Depende da temperatura, natureza e estado da superfície do corpo radiante. No sistema SI R ( T ) tem a dimensão [W/m 2 ].

2. Densidade espectral de luminosidade de energiar (  ,T) =dW/ d - a quantidade de energia emitida por uma unidade de superfície corporal por unidade de tempo em um intervalo de comprimento de onda unitário (próximo ao comprimento de onda considerado ). Aqueles. esta quantidade é numericamente igual à razão de energia dW emitida por unidade de área por unidade de tempo em uma estreita faixa de comprimentos de onda de  antes da  +d , para a largura desse intervalo. Depende da temperatura do corpo, do comprimento de onda e também da natureza e do estado da superfície do corpo radiante. No sistema SI r( , T) tem a dimensão [W/m 3 ].

Luminosidade energética R(T) relacionado com a densidade espectral da luminosidade da energia r( , T) Da seguinte maneira:

(1) [W/m2]

3. Todos os corpos não apenas irradiam, mas também absorvem as ondas eletromagnéticas incidentes em sua superfície. Para determinar a capacidade de absorção dos corpos em relação às ondas eletromagnéticas de um determinado comprimento de onda, é introduzido o conceito coeficiente de absorção monocromática-a razão entre a energia de uma onda monocromática absorvida pela superfície do corpo e a energia de uma onda monocromática incidente:

O coeficiente de absorção monocromática é uma quantidade adimensional que depende da temperatura e do comprimento de onda. Mostra qual fração da energia da onda monocromática incidente é absorvida pela superfície do corpo. Valor  ( , T) pode assumir valores de 0 a 1.

A radiação em um sistema adiabaticamente fechado (sem troca de calor com o ambiente) é chamada de equilíbrio. Se for criado um pequeno orifício na parede da cavidade, o estado de equilíbrio mudará ligeiramente e a radiação que sai da cavidade corresponderá à radiação de equilíbrio.

Se um feixe for direcionado para esse buraco, depois de repetidas reflexões e absorção nas paredes da cavidade, ele não poderá voltar. Isso significa que, para tal furo, o coeficiente de absorção ( , T) = 1.

A cavidade considerada fechada com um pequeno orifício serve como um dos modelos corpo absolutamente negro.

Corpo completamente pretochama-se um corpo que absorve toda a radiação incidente sobre ele, independentemente da direção da radiação incidente, sua composição espectral e polarização (sem refletir ou transmitir nada).

Para um corpo negro, a densidade espectral da luminosidade da energia é alguma função universal do comprimento de onda e da temperatura. f( , T) e não depende de sua natureza.

Todos os corpos na natureza refletem parcialmente a radiação incidente em sua superfície e, portanto, não pertencem a corpos absolutamente negros. Se o coeficiente de absorção monocromática de um corpo é o mesmo para todos os comprimentos de onda e menosunidades(( , T) = Т =const<1),então esse corpo é chamado cinzento. O coeficiente de absorção monocromática de um corpo cinza depende apenas da temperatura do corpo, de sua natureza e do estado de sua superfície.

Kirchhoff mostrou que para todos os corpos, independentemente de sua natureza, a razão entre a densidade espectral de luminosidade de energia e o coeficiente de absorção monocromática é a mesma função universal de comprimento de onda e temperatura. f( , T) , que é a densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro :

A equação (3) é a lei de Kirchhoff.

Lei de Kirchhoff pode ser formulado assim: para todos os corpos do sistema que estão em equilíbrio termodinâmico, a razão entre a densidade espectral da luminosidade da energia e o coeficiente absorção monocromática não depende da natureza do corpo, é a mesma função para todos os corpos, dependendo do comprimento de onda e temperatura T.

Do exposto e da fórmula (3) fica claro que, a uma dada temperatura, os corpos cinzas que têm um grande coeficiente de absorção irradiam mais fortemente, e os corpos absolutamente negros irradiam mais fortemente. Já que para um corpo completamente preto(  , T)=1, então a fórmula (3) implica que a função universal f( , T) é a densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro