Emissividade corporal rl,T numericamente igual à energia do corpo dWl, emitido por um corpo a partir de uma unidade de superfície corporal, por unidade de tempo à temperatura corporal T, na faixa de comprimento de onda de l a l +dl, aqueles.

(2)

Essa quantidade também é chamada de densidade espectral da luminosidade energética do corpo.

A luminosidade energética está relacionada à emissividade pela fórmula

(3)

Absorção corpo tudo,T- um número que mostra qual fração da energia da radiação incidente na superfície de um corpo é absorvida por ele na faixa de comprimento de onda de l a l +dl, aqueles.

O corpo para o qual todos ,T =1 em toda a faixa de comprimento de onda é chamado de corpo negro absoluto (BLB).

O corpo para o qual todos ,T = const<1 em toda a faixa de comprimento de onda é chamado de cinza.

Onde- densidade espectral luminosidade energética, ou emissividade corporal .

A experiência mostra que a emissividade de um corpo depende da temperatura do corpo (para cada temperatura a radiação máxima encontra-se na sua própria faixa de frequência). Dimensão .

Conhecendo a emissividade, podemos calcular a luminosidade energética:

chamado capacidade de absorção do corpo . Também depende muito da temperatura.

Por definição, não pode ser maior que um. Para um corpo que absorve completamente a radiação de todas as frequências, . Tal corpo é chamado absolutamente preto (isso é uma idealização).

Um corpo para o qual e é menor que a unidade para todas as frequências,chamado corpo cinza (isso também é uma idealização).

Existe uma certa conexão entre a capacidade emissiva e absortiva de um corpo. Vamos conduzir mentalmente o seguinte experimento (Fig. 1.1).

Arroz. 1.1

Sejam três corpos dentro de uma casca fechada. Os corpos estão no vácuo, portanto a troca de energia só pode ocorrer através da radiação. A experiência mostra que tal sistema atingirá, após algum tempo, um estado de equilíbrio térmico (todos os corpos e a casca terão a mesma temperatura).

Neste estado, um corpo com maior emissividade perde mais energia por unidade de tempo, mas, portanto, este corpo também deve ter maior capacidade de absorção:

Gustav Kirchhoff formulou em 1856 lei e sugeriu modelo de corpo negro .

A relação entre emissividade e absortividade não depende da natureza do corpo; é a mesma para todos os corpos(universal)função de frequência e temperatura.

Onde - função universal de Kirchhoff.

Esta função tem caráter universal ou absoluto.

As próprias quantidades e, tomadas separadamente, podem mudar extremamente fortemente ao passar de um corpo para outro, mas sua proporção constantemente para todos os corpos (em uma determinada frequência e temperatura).

Para um corpo absolutamente negro, portanto, para ele, ou seja, a função universal de Kirchhoff nada mais é do que a emissividade de um corpo completamente negro.

Corpos absolutamente negros não existem na natureza. A fuligem ou preto platinado tem capacidade de absorção, mas apenas em uma faixa de frequência limitada. No entanto, uma cavidade com um pequeno orifício tem propriedades muito próximas de um corpo completamente negro. Um feixe que entra é necessariamente absorvido após múltiplas reflexões, e um feixe de qualquer frequência (Fig. 1.2).

Arroz. 1.2

A emissividade de tal dispositivo (cavidade) é muito próxima de f(ν, ,T). Assim, se as paredes da cavidade forem mantidas a uma temperatura T, então a radiação sai do buraco, muito próxima em composição espectral da radiação de um corpo absolutamente negro na mesma temperatura.

Ao decompor esta radiação em um espectro, pode-se encontrar a forma experimental da função f(ν, ,T)(Fig. 1.3), em diferentes temperaturas T 3 > T 2 > T 1 .

Arroz. 1.3

A área coberta pela curva fornece a luminosidade energética de um corpo negro à temperatura correspondente.

Essas curvas são iguais para todos os corpos.

As curvas são semelhantes à função de distribuição de velocidade molecular. Mas aí as áreas cobertas pelas curvas são constantes, mas aqui com o aumento da temperatura a área aumenta significativamente. Isto sugere que a compatibilidade energética é altamente dependente da temperatura. Radiação máxima (emissividade) com o aumento da temperatura turnos em direção a frequências mais altas.

Leis da radiação térmica

Qualquer corpo aquecido emite ondas eletromagnéticas. Quanto maior a temperatura corporal, mais curtas são as ondas que ele emite. Um corpo em equilíbrio termodinâmico com sua radiação é chamado absolutamente preto (ACHT). A radiação de um corpo completamente negro depende apenas da sua temperatura. Em 1900, Max Planck derivou uma fórmula pela qual, a uma determinada temperatura de um corpo absolutamente negro, pode-se calcular a intensidade de sua radiação.

Os físicos austríacos Stefan e Boltzmann estabeleceram uma lei que expressa a relação quantitativa entre a emissividade total e a temperatura de um corpo negro:

Esta lei é chamada Lei Stefan-Boltzmann . A constante σ = 5,67∙10 –8 W/(m 2 ∙K 4) é chamada Constante de Stefan-Boltzmann .

Todas as curvas de Planck têm um máximo visivelmente pronunciado no comprimento de onda

Essa lei foi chamada Lei de Viena . Assim, para o Sol T 0 = 5.800 K, e o máximo ocorre no comprimento de onda λ max ≈ 500 nm, que corresponde à cor verde na faixa óptica.

Com o aumento da temperatura, a radiação máxima de um corpo completamente negro muda para a parte do espectro com comprimento de onda mais curto. Uma estrela mais quente emite a maior parte da sua energia no ultravioleta, enquanto uma estrela mais fria emite a maior parte da sua energia no infravermelho.

Efeito fotográfico. Fótons

Efeito fotoelétrico foi descoberto em 1887 pelo físico alemão G. Hertz e estudado experimentalmente por A. G. Stoletov em 1888-1890. O estudo mais completo do fenômeno do efeito fotoelétrico foi realizado por F. Lenard em 1900. Nessa época, o elétron já havia sido descoberto (1897, J. Thomson), e ficou claro que o efeito fotoelétrico (ou mais precisamente, o fotoefeito externo) consiste na ejeção de elétrons de uma substância sob a influência da luz que incide sobre ela.

O diagrama da configuração experimental para estudar o efeito fotoelétrico é mostrado na Fig. 5.2.1.

Os experimentos utilizaram uma garrafa de vidro a vácuo com dois eletrodos de metal, cuja superfície foi cuidadosamente limpa. Alguma voltagem foi aplicada aos eletrodos você, cuja polaridade pode ser alterada usando uma tecla dupla. Um dos eletrodos (cátodo K) foi iluminado através de uma janela de quartzo com luz monocromática de determinado comprimento de onda λ. Com um fluxo luminoso constante, a dependência da força da fotocorrente foi tomada EU da tensão aplicada. Na Fig. A Figura 5.2.2 mostra curvas típicas dessa dependência, obtidas em dois valores da intensidade do fluxo luminoso incidente no cátodo.

As curvas mostram que em tensões positivas suficientemente grandes no ânodo A, a fotocorrente atinge a saturação, uma vez que todos os elétrons ejetados do cátodo pela luz atingem o ânodo. Medições cuidadosas mostraram que a corrente de saturação EU n é diretamente proporcional à intensidade da luz incidente. Quando a tensão no ânodo é negativa, o campo elétrico entre o cátodo e o ânodo inibe os elétrons. Somente aqueles elétrons cuja energia cinética excede | UE|. Se a tensão no ânodo for menor que - você h, a fotocorrente para. Medindo você h, podemos determinar a energia cinética máxima dos fotoelétrons:

Numerosos experimentadores estabeleceram os seguintes princípios básicos do efeito fotoelétrico:

1. A energia cinética máxima dos fotoelétrons aumenta linearmente com o aumento da frequência da luz ν e não depende de sua intensidade.
2. Para cada substância existe um chamado borda de efeito de foto vermelha , ou seja, a frequência mais baixa ν min na qual o efeito fotoelétrico externo ainda é possível.
3. O número de fotoelétrons emitidos pela luz do cátodo em 1 s é diretamente proporcional à intensidade da luz.
4. O efeito fotoelétrico é praticamente inercial; a fotocorrente ocorre instantaneamente após o início da iluminação do cátodo, desde que a frequência da luz ν > ν min.

Todas essas leis do efeito fotoelétrico contradiziam fundamentalmente as ideias da física clássica sobre a interação da luz com a matéria. De acordo com os conceitos de onda, ao interagir com uma onda de luz eletromagnética, um elétron acumularia gradualmente energia, e levaria um tempo significativo, dependendo da intensidade da luz, para que o elétron acumulasse energia suficiente para voar para fora do cátodo. Como mostram os cálculos, esse tempo deve ser calculado em minutos ou horas. Porém, a experiência mostra que os fotoelétrons aparecem imediatamente após o início da iluminação do cátodo. Neste modelo também foi impossível compreender a existência do limite vermelho do efeito fotoelétrico. A teoria ondulatória da luz não conseguia explicar a independência da energia dos fotoelétrons da intensidade do fluxo luminoso e a proporcionalidade da energia cinética máxima à frequência da luz.

Assim, a teoria eletromagnética da luz foi incapaz de explicar esses padrões.

A solução foi encontrada por A. Einstein em 1905. Uma explicação teórica das leis observadas do efeito fotoelétrico foi dada por Einstein com base na hipótese de M. Planck de que a luz é emitida e absorvida em certas porções, e a energia de cada uma dessas porção é determinada pela fórmula E = hν, onde h– Constante de Planck. Einstein deu o próximo passo no desenvolvimento de conceitos quânticos. Ele concluiu que a luz tem uma estrutura descontínua (discreta). Uma onda eletromagnética consiste em porções separadas - quanta, mais tarde nomeado fótons. Ao interagir com a matéria, um fóton transfere completamente toda a sua energia hνum elétron. O elétron pode dissipar parte dessa energia durante colisões com átomos da matéria. Além disso, parte da energia do elétron é gasta na superação da barreira de potencial na interface metal-vácuo. Para fazer isso, o elétron deve realizar uma função de trabalho A, dependendo das propriedades do material catódico. A energia cinética máxima que um fotoelétron emitido pelo cátodo pode ter é determinada pela lei da conservação da energia:

Esta fórmula é geralmente chamada Equação de Einstein para o efeito fotoelétrico .

Usando a equação de Einstein, todas as leis do efeito fotoelétrico externo podem ser explicadas. A equação de Einstein implica uma dependência linear da energia cinética máxima com a frequência e independência da intensidade da luz, a existência de um limite vermelho e o efeito fotoelétrico livre de inércia. O número total de fotoelétrons que saem da superfície do cátodo em 1 s deve ser proporcional ao número de fótons incidentes na superfície durante o mesmo tempo. Segue-se disso que a corrente de saturação deve ser diretamente proporcional à intensidade do fluxo luminoso.

Como segue da equação de Einstein, a tangente do ângulo de inclinação da linha reta que expressa a dependência do potencial de bloqueio vocêз da frequência ν (Fig. 5.2.3), igual à razão da constante de Planck h para a carga do elétron e:

Onde c– velocidade da luz, λ cr – comprimento de onda correspondente ao limite vermelho do efeito fotoelétrico. A maioria dos metais tem uma função de trabalho Aé vários elétron-volts (1 eV = 1,602·10 –19 J). Na física quântica, o elétron-volt é frequentemente usado como unidade de energia. O valor da constante de Planck, expresso em elétron-volts por segundo, é

Entre os metais, os elementos alcalinos têm a função de trabalho mais baixa. Por exemplo, sódio A= 1,9 eV, que corresponde ao limite vermelho do efeito fotoelétrico λ cr ≈ 680 nm. Portanto, compostos de metais alcalinos são usados ​​para criar cátodos em fotocélulas , projetado para registrar luz visível.

Assim, as leis do efeito fotoelétrico indicam que a luz, quando emitida e absorvida, se comporta como um fluxo de partículas denominado fótons ou quanta de luz .

A energia do fóton é

segue-se que o fóton tem momento

Assim, a doutrina da luz, tendo completado uma revolução que durou dois séculos, voltou novamente às ideias de partículas de luz - corpúsculos.

Mas este não foi um regresso mecânico à teoria corpuscular de Newton. No início do século XX, ficou claro que a luz tem uma natureza dupla. Quando a luz se propaga, aparecem suas propriedades ondulatórias (interferência, difração, polarização), e quando interage com a matéria, aparecem suas propriedades corpusculares (efeito fotoelétrico). Esta dupla natureza da luz é chamada dualidade onda-partícula . Mais tarde, a natureza dual dos elétrons e de outras partículas elementares foi descoberta. A física clássica não pode fornecer um modelo visual da combinação das propriedades ondulatórias e corpusculares dos microobjetos. O movimento dos microobjetos é governado não pelas leis da mecânica newtoniana clássica, mas pelas leis da mecânica quântica. A teoria da radiação do corpo negro desenvolvida por M. Planck e a teoria quântica do efeito fotoelétrico de Einstein estão na base desta ciência moderna.

Diz-se também que a luminosidade energética é a densidade superficial do fluxo de radiação emitida.

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

A radiação emitida pode surgir na própria superfície, então falam de uma superfície autoluminosa. Outra opção é observada quando a superfície é iluminada externamente. Nesses casos, alguma parte do fluxo incidente necessariamente retorna como resultado de espalhamento e reflexão. Então a expressão para luminosidade energética tem a forma:

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

Outros nomes de luminosidade energética, por vezes utilizados na literatura, mas não previstos pelo GOST: - emissividade E emissividade integral.

Densidade espectral de luminosidade energética

Densidade espectral de luminosidade energética M e , λ (λ) (\displaystyle M_(e,\lambda )(\lambda))- proporção da magnitude da luminosidade energética d M e (λ) , (\displaystyle dM_(e)(\lambda),) caindo em um pequeno intervalo espectral d λ , (\ displaystyle d \ lambda ,), concluído entre λ (\ displaystyle \ lambda) E λ + d λ (\displaystyle \lambda +d\lambda ), para a largura deste intervalo:

A unidade SI é W·m−3. Como os comprimentos de onda da radiação óptica são geralmente medidos 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

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

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

1. Características da radiação térmica.

2. Lei de Kirchhoff.

3. Leis da radiação do corpo negro.

4. Radiação do Sol.

5. Fundamentos físicos da termografia.

6. Fototerapia. Uso terapêutico da luz ultravioleta.

7. Conceitos e fórmulas básicas.

8. Tarefas.

Da variedade de radiações eletromagnéticas, visíveis ou invisíveis ao olho humano, pode-se destacar aquela que é inerente a todos os corpos - esta é a radiação térmica.

Radiação térmica- radiação eletromagnética emitida por uma substância e decorrente de sua energia interna.

A radiação térmica é causada pela excitação de partículas de matéria durante colisões durante o movimento térmico ou pelo movimento acelerado de cargas (oscilações de íons da 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 altas temperaturas 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 pelas seguintes quantidades.

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

Na verdade, este é o poder da radiação térmica. A dimensão do fluxo de radiação é [J/s = 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/m2].

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

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

Densidade espectral de luminosidade energética(r) ou emissividadeé chamada de razão entre a luminosidade energética em uma parte estreita do espectro (dRe) e a largura desta parte (dλ):

Forma aproximada de densidade espectral e luminosidade energética (dRe) na faixa de comprimento de onda de λ antes λ +d λ, mostrado na Fig. 26.1.

Arroz. 26.1. Densidade espectral de luminosidade energética

A dependência da densidade espectral da luminosidade energética no comprimento de onda é chamada espectro de radiação do corpo. O conhecimento desta dependência permite calcular a luminosidade energética de um 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 da 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. Denotemos a magnitude do fluxo absorvido Φ λ abs.

Coeficiente de absorção monocromática 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,T), que expressa a dependência do coeficiente de absorção monocromática do comprimento de onda e da temperatura, é chamada capacidade de absorção corpos. Sua aparência pode ser bastante complexa. Os tipos mais simples de absorção são discutidos abaixo.

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

Em termos de propriedades de absorção, fuligem, veludo preto e preto platinado estão próximos do 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 (Fig. 26.2.

O feixe que entra neste buraco é quase completamente absorvido após repetidas reflexões nas paredes. Dispositivos semelhantes

Arroz. 26.2. Modelo de corpo negro

usado como padrões de luz, usado na medição de altas temperaturas, etc.

A densidade espectral da luminosidade energética de um corpo absolutamente negro é denotada por ε(λ,Τ). Esta função desempenha um papel vital na teoria da radiação térmica. Sua forma foi inicialmente estabelecida experimentalmente e depois obtida teoricamente (fórmula de Planck).

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

Não existem corpos verdadeiramente brancos na natureza, mas existem corpos próximos a eles 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 possuem essa propriedade em uma determinada faixa de comprimentos de onda e temperaturas. Por exemplo, a pele humana na região do infravermelho pode ser considerada “cinza” (α = 0,9).

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 o seu capacidade de absorçãoé o mesmo para todos os corpos e é igual à densidade espectral da luminosidade energética de um corpo absolutamente negro:

Observemos algumas consequências desta lei.

1. Se um corpo a uma determinada temperatura não absorve nenhuma radiação, então ele não a emite. Com efeito, se por

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 energética corpo absolutamente negro.

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

Os valores dos coeficientes de absorção para alguns materiais são apresentados na tabela. 26.1.

Tabela 26.1. Coeficientes de absorção

O físico alemão W. Wien (1893) estabeleceu uma fórmula para o comprimento de onda em que ocorre o máximo emissividade corpo absolutamente negro. A proporção que ele obteve recebeu seu nome.

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

Arroz. 26.3. Ilustração da lei de deslocamento de Viena

Na tabela 26.2 mostra as cores da parte visível do espectro correspondentes à radiação de 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, é assim que são determinadas a temperatura da superfície solar (~6.000 K), a temperatura no epicentro de uma explosão (~10 6 K), etc. O nome geral desses 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 idéias clássicas sobre continuidade processo de radiação de ondas eletromagnéticas. Segundo Planck, o fluxo de radiação consiste em porções separadas - quanto, cujas energias são proporcionais às frequências da luz:

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

26.4. Radiação do Sol

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) e é utilizada como meio de endurecimento. Também pode ter um efeito negativo no corpo (queimadura, calor

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

Arroz. 26.4. Espectro de radiação solar: 1 - na fronteira da atmosfera, 2 - na superfície da Terra

Na fronteira da atmosfera, o espectro do Sol está próximo do espectro de um corpo completamente negro. A emissividade máxima ocorre em λ 1máx= 470 nm (cor azul).

Na 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 totalmente absorvidos pela camada de ozônio. A emissividade máxima ocorre em λ 2máx= 555 nm (verde-amarelo), que corresponde à melhor sensibilidade ocular.

O fluxo de radiação térmica do Sol na fronteira da atmosfera da Terra determina constante solar EU.

O fluxo que atinge a superfície da Terra é significativamente menor devido à absorção na atmosfera. Nas condições mais favoráveis ​​(o sol no seu zênite) não excede 1120 W/m2. Em Moscou na época do solstício de verão (junho) - 930 W/m2.

Tanto o poder da radiação solar na superfície da Terra quanto sua composição espectral dependem mais significativamente da altura do Sol acima do horizonte. Na Fig. A Figura 26.5 mostra curvas suavizadas de distribuição de energia solar: I - fora da atmosfera; II - quando o Sol estiver 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 solar em diferentes alturas acima do horizonte

Diferentes componentes do espectro solar passam pela atmosfera terrestre de maneira diferente. A Figura 26.6 mostra a transparência da atmosfera em grandes altitudes do Sol.

26,5. Fundamentos físicos da termografia

A radiação térmica humana representa uma proporção significativa de suas perdas de calor. As perdas radiativas de uma pessoa são iguais à diferença emitido fluxo e absorvido fluxo de radiação ambiental. O poder de perda radiativa é calculado usando a fórmula

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

Considere o seguinte exemplo.

Vamos calcular a potência das perdas radiativas de uma pessoa despida a uma temperatura ambiente de 18°C ​​​​(291 K). Suponhamos: área de superfície corporal S = 1,5 m2; temperatura da pele T 1 = 306 K (33°C). O coeficiente de absorção da pele fornecido pode ser encontrado na tabela. 26.1 (δ = 5,1*10 -8 W/m 2 K 4). Substituindo esses valores na fórmula (26.11), obtemos

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

Arroz. 26.6. Transparência da atmosfera terrestre (em porcentagem) para diferentes partes do espectro em grandes altitudes 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 partes individuais.

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

Um método mais avançado é usar termovisores que convertem a radiação infravermelha em luz visível. A radiação corporal é projetada na matriz do termovisor usando uma lente especial. Após a conversão, um retrato térmico detalhado é formado na tela. Áreas de diferentes temperaturas diferem em cor ou intensidade. Os métodos modernos permitem registrar diferenças de temperatura de até 0,2 graus.

Retratos térmicos são usados ​​em diagnósticos funcionais. Várias patologias de órgãos internos podem formar zonas de pele com temperatura alterada na superfície. 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 tratamentos terapêuticos. Assim, durante o exame termográfico de pacientes com psoríase, constatou-se que na presença de infiltração pronunciada e hiperemia nas placas, nota-se aumento da temperatura. Uma diminuição da temperatura ao nível das áreas circundantes na maioria dos casos indica regressão processo na pele.

Uma temperatura elevada costuma ser um indicador de infecção. Para determinar a temperatura de uma pessoa, basta olhar através de um dispositivo infravermelho para seu rosto e pescoço. Para pessoas saudáveis, a relação entre a temperatura da testa e a temperatura da artéria carótida varia de 0,98 a 1,03. Esta relação pode ser utilizada para diagnósticos expressos durante epidemias para a realização de 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. Vamos relembrar suas faixas de comprimento de onda:

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

Penetrando nos tecidos, os raios infravermelhos (como os visíveis) no ponto de absorção provocam 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 utilizados como fontes de radiação infravermelha (Fig. 26.8).

Lâmpada de MininÉ uma lâmpada incandescente com 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 estrutura semicilíndrica composta por duas metades, conectadas de forma móvel entre si. Na superfície interna da moldura, voltada para o paciente, são montadas lâmpadas incandescentes com potência de 40 W. Nesses banhos, o objeto biológico fica exposto à radiação infravermelha e visível, bem como ao 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 de 500 W (temperatura do filamento de tungstênio 2.800°C, a radiação máxima ocorre no comprimento de onda de 2 μm).

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

Usos terapêuticos da luz ultravioleta

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

Quando a radiação ultravioleta é absorvida pelos tecidos (pele), ocorrem diversas reações fotoquímicas e fotobiológicas.

As fontes de radiação utilizadas são lâmpadas de alta pressão(arco, mercúrio, tubular), luminescente lâmpadas, descarga de gás lâmpadas de baixa pressão, Uma de suas variedades são as lâmpadas bactericidas.

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

Radiação B tem um efeito formador de vatimina e anti-raquitismo.

Radiação C tem efeito bactericida. Quando irradiado, a estrutura de microrganismos e fungos é destruída. A radiação C é criada por lâmpadas bactericidas especiais (Fig. 26.9).

Algumas técnicas de tratamento usam radiação C para irradiar o sangue.

Jejum ultravioleta. A radiação ultravioleta é necessária para o desenvolvimento e funcionamento normais do corpo. Sua deficiência leva a uma série de doenças graves. Moradores de condições extremas enfrentam fome ultravioleta

Arroz. 26.9. Irradiador bactericida (a), irradiador para nasofaringe (b)

Norte, trabalhadores da indústria de mineração, metrô, moradores de grandes cidades. Nas cidades, a falta de radiação ultravioleta está associada à poluição do ar atmosférico com poeira, fumaça e gases que retêm a parte UV do espectro solar. As janelas dos quartos não transmitem raios UV com comprimento de onda 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 ao surgimento de uma série de patologias. Em primeiro lugar, isto se aplica às consequências do banho de sol descontrolado: queimaduras, manchas senis, lesões oculares - o desenvolvimento de fotooftalmia. 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 dos efeitos destrutivos dos raios UV “mortos

mi" células do estrato córneo da pele. Os olhos ficam privados dessa proteção, portanto, com uma dose significativa de radiação nos olhos, após um período latente, desenvolve-se inflamação da córnea (ceratite) e das mucosas (conjuntivite). Este efeito é causado por raios com comprimento de onda inferior a 310 nm. É necessário proteger os olhos desses raios. Deve ser dada especial atenção ao efeito blastomogénico da radiação UV, que conduz ao desenvolvimento do cancro da pele.

26.7. Conceitos e fórmulas básicas

Continuação da tabela

Fim da mesa

26.8. Tarefas

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

3. Ao diagnosticar um tumor de mama por termografia, a paciente recebe uma solução de glicose para beber. Depois de algum tempo, a radiação térmica da superfície corporal é registrada. As células do tecido tumoral absorvem intensamente a glicose, o que aumenta a 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 corporal é de 37°C.

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

7. Há duas chaleiras idênticas na sala, contendo massas iguais de água a 90°C. Um deles é niquelado e o outro é escuro. Qual chaleira esfriará mais rápido? Por que?

Solução

De acordo com a lei de Kirchhoff, a proporção entre as capacidades de emissão e absorção é a mesma para todos os corpos. O bule niquelado reflete quase toda a luz. Portanto, sua capacidade de absorção é baixa. A emissividade é correspondentemente baixa.

Responder: Uma chaleira escura esfriará mais rápido.

8. Para destruir os besouros-praga, os grãos são expostos à radiação infravermelha. Por que os insetos morrem, mas os grãos não?

Responder: insetos têm preto cor, portanto absorvem intensamente a radiação infravermelha e morrem.

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 à mesma temperatura não brilha de forma alguma. Por que?

Solução

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

Responder: o corpo transparente praticamente não irradia, mesmo quando muito aquecido.

10. Por que muitos animais dormem enrolados como uma bola no frio?

Responder: ao mesmo tempo, a superfície aberta do corpo diminui e, conseqüentemente, as perdas por radiação diminuem.

Luminosidade energética do corpo- - uma quantidade física que é função da temperatura e é numericamente igual à energia emitida por um corpo por unidade de tempo a partir de uma unidade de área de superfície em todas as direções e em todo o espectro de frequência. J/s m²=W/m²

Densidade espectral de luminosidade energética- uma função de frequência e temperatura que caracteriza a distribuição da energia da radiação em todo o espectro de frequências (ou comprimentos de onda). , Uma função semelhante pode ser escrita em termos de comprimento de onda

Pode-se comprovar que a densidade espectral de luminosidade energética, expressa em termos de frequência e comprimento de onda, está relacionada pela relação:

Corpo absolutamente negro- uma idealização física utilizada na termodinâmica, um corpo que absorve toda a radiação eletromagnética incidente sobre ele em todas as faixas e não reflete nada. Apesar do nome, um corpo completamente negro pode emitir radiação eletromagnética de qualquer frequência e ter cor visualmente. O espectro de radiação de um corpo absolutamente negro é determinado apenas pela sua temperatura.

A importância de um corpo absolutamente negro na questão do espectro de radiação térmica de quaisquer corpos (cinzentos e coloridos) em geral, além de representar o caso não trivial mais simples, reside também no fato de que a questão do espectro de radiação térmica de equilíbrio de corpos de qualquer cor e coeficiente de reflexão é reduzido pelos métodos da termodinâmica clássica à questão da radiação de um corpo absolutamente negro (e historicamente isso já era feito no final do século XIX, quando o problema da radiação de um corpo absolutamente negro veio à tona).

Corpos absolutamente negros não existem na natureza, portanto, na física, um modelo é usado para experimentos. É uma cavidade fechada com um pequeno orifício. A luz que entra por este buraco será, após repetidas reflexões, completamente absorvida e a parte externa do buraco parecerá completamente preta. Mas quando esta cavidade é aquecida, ela irá desenvolver a sua própria radiação visível. Como a radiação emitida pelas paredes internas da cavidade, antes de sair (afinal, o buraco é muito pequeno), na esmagadora maioria dos casos sofrerá uma enorme quantidade de novas absorções e radiações, podemos afirmar com segurança que o a radiação dentro da cavidade está em equilíbrio termodinâmico com as paredes. (Na verdade, o buraco não é de todo importante para este modelo, é apenas necessário enfatizar a observabilidade fundamental da radiação no seu interior; o buraco pode, por exemplo, ser completamente fechado e rapidamente aberto apenas quando o equilíbrio já tiver sido estabelecido e a medição está sendo realizada).

2. Lei da radiação de Kirchhoff- uma lei física estabelecida pelo físico alemão Kirchhoff em 1859. Na sua formulação moderna, a lei diz o seguinte: A relação entre a emissividade de qualquer corpo e a sua capacidade de absorção é a mesma para todos os corpos a uma determinada temperatura e a uma determinada frequência e não depende da sua forma, composição química, etc.

Sabe-se que quando a radiação eletromagnética incide sobre um determinado corpo, parte dela é refletida, parte é absorvida e parte pode ser transmitida. A fração da radiação absorvida em uma determinada frequência é chamada capacidade de absorção corpo. Por outro lado, todo corpo aquecido emite energia de acordo com alguma lei chamada emissividade do corpo.

Os valores de e podem variar muito ao passar de um corpo para outro, porém, de acordo com a lei da radiação de Kirchhoff, a proporção entre as capacidades de emissão e absorção não depende da natureza do corpo e é uma função universal de frequência ( comprimento de onda) e temperatura:

Por definição, um corpo absolutamente negro absorve toda a radiação incidente sobre ele, ou seja, para ele. Portanto, a função coincide com a emissividade de um corpo absolutamente negro, descrita pela lei de Stefan-Boltzmann, pelo que a emissividade de qualquer corpo pode ser encontrada apenas com base na sua capacidade de absorção.

Lei de Stefan-Boltzmann- a lei da radiação do corpo negro. Determina a dependência do poder de radiação de um corpo absolutamente negro em sua temperatura. Declaração da lei: O poder de radiação de um corpo absolutamente negro é diretamente proporcional à área de superfície e à quarta potência da temperatura corporal: P = Sεσ T 4, onde ε é o grau de emissividade (para todas as substâncias ε< 1, для абсолютно черного тела ε = 1).

Usando a lei de Planck para radiação, a constante σ pode ser definida como onde é a constante de Planck, k- Constante de Boltzmann, c- velocidade da luz.

Valor numérico J s −1 m −2 K −4.

O físico alemão W. Wien (1864-1928), apoiando-se nas leis da termo e eletrodinâmica, estabeleceu a dependência do comprimento de onda l max correspondente ao máximo da função r eu , T , na temperatura T. De acordo com Lei de deslocamento de Viena,l máx =b/T

ou seja, comprimento de onda l max correspondente ao valor máximo da densidade espectral de luminosidade energética rl, T corpo negro, é inversamente proporcional à sua temperatura termodinâmica, b- Constante de Wien: seu valor experimental é 2,9 · 10 -3 m K. A expressão (199.2) é, portanto, chamada de lei compensações A falha é que mostra um deslocamento na posição do máximo da função rl, Tà medida que a temperatura aumenta na região de comprimentos de onda curtos. A lei de Wien explica por que, à medida que a temperatura dos corpos aquecidos diminui, a radiação de ondas longas domina cada vez mais em seu espectro (por exemplo, a transição do calor branco para o calor vermelho quando um metal esfria).

Apesar de as leis de Stefan-Boltzmann e Wien desempenharem um papel importante na teoria da radiação térmica, são leis particulares, uma vez que não dão uma imagem geral da distribuição de frequência da energia em diferentes temperaturas.

3. Deixe que as paredes desta cavidade reflitam completamente a luz que incide sobre elas. Vamos colocar algum corpo na cavidade que irá emitir energia luminosa. Um campo eletromagnético surgirá no interior da cavidade e, em última análise, será preenchido com radiação que está em estado de equilíbrio térmico com o corpo. O equilíbrio também ocorrerá no caso em que de alguma forma a troca de calor do corpo em estudo com o ambiente circundante seja completamente eliminada (por exemplo, realizaremos este experimento mental no vácuo, quando não houver fenômenos de condutividade térmica e convecção). Somente através dos processos de emissão e absorção de luz o equilíbrio será alcançado: o corpo radiante terá uma temperatura igual à temperatura da radiação eletromagnética preenchendo isotropicamente o espaço dentro da cavidade, e cada parte selecionada da superfície do corpo emitirá como muita energia por unidade de tempo à medida que absorve. Neste caso, o equilíbrio deve ocorrer independentemente das propriedades do corpo colocado no interior de uma cavidade fechada, que, no entanto, influenciam o tempo necessário para estabelecer o equilíbrio. A densidade de energia do campo eletromagnético na cavidade, como será mostrado a seguir, em estado de equilíbrio é determinada apenas pela temperatura.

Para caracterizar a radiação térmica de equilíbrio, não apenas a densidade volumétrica de energia é importante, mas também a distribuição dessa energia ao longo do espectro. Portanto, caracterizaremos a radiação de equilíbrio que preenche isotropicamente o espaço dentro da cavidade usando a função você ω - densidade de radiação espectral, ou seja, a energia média por unidade de volume do campo eletromagnético, distribuída no intervalo de frequência de ω a ω + δω e relacionada ao valor deste intervalo. Obviamente o significado vocêω deve depender significativamente da temperatura, então o denotamos você(ω, T). Densidade Energética Total você(T) associado com você(ω, T) Fórmula.

A rigor, o conceito de temperatura é aplicável apenas para radiação térmica de equilíbrio. Sob condições de equilíbrio, a temperatura deve permanecer constante. No entanto, o conceito de temperatura também é frequentemente utilizado para caracterizar corpos incandescentes que não estão em equilíbrio com a radiação. Além disso, com uma mudança lenta nos parâmetros do sistema, em qualquer período de tempo é possível caracterizar sua temperatura, que mudará lentamente. Assim, por exemplo, se não houver influxo de calor e a radiação for devida a uma diminuição da energia do corpo luminoso, então sua temperatura também diminuirá.

Vamos estabelecer uma conexão entre a emissividade de um corpo completamente negro e a densidade espectral da radiação de equilíbrio. Para fazer isso, calculemos o fluxo de energia incidente em uma única área localizada dentro de uma cavidade fechada preenchida com energia eletromagnética de densidade média. Vocêω . Deixe a radiação cair em uma área unitária na direção determinada pelos ângulos θ e ϕ (Fig. 6a) dentro do ângulo sólido dΩ:

Como a radiação de equilíbrio é isotrópica, uma fração que se propaga em um determinado ângulo sólido é igual à energia total que preenche a cavidade. Fluxo de energia eletromagnética que passa por uma unidade de área por unidade de tempo

Substituindo dΩ expressão e integrando sobre ϕ dentro dos limites (0, 2π) e sobre θ dentro dos limites (0, π/2), obtemos o fluxo total de energia incidente em uma área unitária:

Obviamente, em condições de equilíbrio é necessário igualar a expressão (13) da emissividade de um corpo absolutamente negro Rω, caracterizando o fluxo de energia emitido pela plataforma em um intervalo de frequência unitária próximo a ω:

Assim, mostra-se que a emissividade de um corpo completamente negro, até um fator c/4, coincide com a densidade espectral da radiação de equilíbrio. A igualdade (14) deve ser satisfeita para cada componente espectral da radiação, portanto segue-se que f(ω, T)= você(ω, T) (15)

Concluindo, ressaltamos que a radiação de um corpo negro absoluto (por exemplo, a luz emitida por um pequeno orifício em uma cavidade) não estará mais em equilíbrio. Em particular, esta radiação não é isotrópica, uma vez que não se propaga em todas as direções. Mas a distribuição de energia ao longo do espectro para tal radiação coincidirá com a densidade espectral da radiação de equilíbrio que preenche isotropicamente o espaço dentro da cavidade. Isto nos permite utilizar a relação (14), que é válida em qualquer temperatura. Nenhuma outra fonte de luz tem uma distribuição de energia semelhante em todo o espectro. Por exemplo, uma descarga elétrica em gases ou um brilho sob a influência de reações químicas têm espectros que são significativamente diferentes do brilho de um corpo absolutamente negro. A distribuição de energia ao longo do espectro dos corpos incandescentes também difere marcadamente do brilho de um corpo absolutamente negro, que era maior comparando os espectros de uma fonte de luz comum (lâmpadas incandescentes com filamento de tungstênio) e um corpo absolutamente negro.

4. Baseado na lei da equidistribuição de energia em graus de liberdade: para cada oscilação eletromagnética existe, em média, uma energia que é a soma de duas partes kT. Metade é contribuída pela componente elétrica da onda e a segunda pela componente magnética. Por si só, a radiação de equilíbrio em uma cavidade pode ser representada como um sistema de ondas estacionárias. O número de ondas estacionárias no espaço tridimensional é dado por:

No nosso caso, a velocidade v deve ser definido igual c, além disso, duas ondas eletromagnéticas com a mesma frequência, mas com polarizações mutuamente perpendiculares, podem se mover na mesma direção, então (1) além disso deve ser multiplicado por dois:

Assim, Rayleigh e Jeans, a energia foi atribuída a cada vibração. Multiplicando (2) por , obtemos a densidade de energia que incide no intervalo de frequência dω:

Conhecendo a relação entre a emissividade de um corpo totalmente negro f(ω, T) com densidade de equilíbrio de energia de radiação térmica, para f(ω, T) encontramos: As expressões (3) e (4) são chamadas Fórmula Rayleigh-Jeans.

As fórmulas (3) e (4) concordam satisfatoriamente com os dados experimentais apenas para comprimentos de onda longos; em comprimentos de onda mais curtos, a concordância com o experimento diverge acentuadamente. Além disso, integração (3) sobre ω na faixa de 0 a para a densidade de energia de equilíbrio você(T) fornece um valor infinitamente grande. Este resultado, denominado desastre ultravioleta, obviamente contradiz o experimento: o equilíbrio entre a radiação e o corpo radiante deve ser estabelecido em valores finitos você(T).

Desastre ultravioleta- um termo físico que descreve o paradoxo da física clássica, que consiste no fato de que a potência total da radiação térmica de qualquer corpo aquecido deve ser infinita. O paradoxo recebeu esse nome devido ao fato de que a densidade de potência espectral da radiação deveria ter aumentado indefinidamente à medida que o comprimento de onda diminuía. Em essência, esse paradoxo mostrou, se não a inconsistência interna da física clássica, pelo menos uma discrepância extremamente acentuada (absurda) com observações e experimentos elementares.

5. Hipótese de Planck- hipótese apresentada em 14 de dezembro de 1900 por Max Planck e que afirma que durante a radiação térmica a energia é emitida e absorvida não continuamente, mas em quanta (porções) separadas. Cada uma dessas porções quânticas tem energia , proporcional à frequência ν radiação:

Onde h ou - o coeficiente de proporcionalidade, mais tarde denominado constante de Planck. Com base nesta hipótese, propôs uma derivação teórica da relação entre a temperatura de um corpo e a radiação emitida por este corpo - fórmula de Planck.

Fórmula de Planck- expressão para a densidade de potência espectral da radiação do corpo negro, obtida por Max Planck. Para densidade de energia de radiação você(ω, T):

A fórmula de Planck foi obtida depois que ficou claro que a fórmula de Rayleigh-Jeans descreve satisfatoriamente a radiação apenas na região de ondas longas. Para derivar a fórmula, Planck em 1900 fez a suposição de que a radiação eletromagnética é emitida na forma de porções individuais de energia (quanta), cuja magnitude está relacionada à frequência da radiação pela expressão:

O coeficiente de proporcionalidade foi posteriormente denominado constante de Planck, = 1,054 · 10 −27 erg s.

Para explicar as propriedades da radiação térmica, foi necessário introduzir o conceito de emissão de radiação eletromagnética em porções (quanta). A natureza quântica da radiação também é confirmada pela existência de um limite de comprimento de onda curto no espectro de raios X de Bremsstrahlung.

A radiação de raios X ocorre quando alvos sólidos são bombardeados por elétrons rápidos.Aqui o ânodo é feito de W, Mo, Cu, Pt - metais refratários pesados ​​​​ou de alta condutividade térmica. Apenas 1–3% da energia do elétron é usada para radiação, o restante é liberado no ânodo na forma de calor, então os ânodos são resfriados com água. Uma vez na substância anódica, os elétrons sofrem forte inibição e se tornam uma fonte de ondas eletromagnéticas (raios X).

A velocidade inicial de um elétron ao atingir o ânodo é determinada pela fórmula:

Onde você– tensão de aceleração.

>A emissão perceptível é observada apenas com uma desaceleração acentuada de elétrons rápidos, a partir de você~ 50 kV, enquanto ( Com- velocidade da luz). Em aceleradores de elétrons de indução - betatrons, os elétrons adquirem energia de até 50 MeV, = 0,99995 Com. Ao direcionar esses elétrons para um alvo sólido, obtemos radiação de raios X com comprimento de onda curto. Esta radiação tem grande poder de penetração. De acordo com a eletrodinâmica clássica, quando um elétron desacelera, deve surgir radiação de todos os comprimentos de onda de zero ao infinito. O comprimento de onda no qual ocorre a potência máxima de radiação deve diminuir à medida que a velocidade do elétron aumenta. No entanto, há uma diferença fundamental da teoria clássica: as distribuições de potência zero não vão para a origem das coordenadas, mas se interrompem em valores finitos - isto é extremidade de comprimento de onda curto do espectro de raios X.

Foi experimentalmente estabelecido que

A existência do limite de ondas curtas decorre diretamente da natureza quântica da radiação. Na verdade, se a radiação ocorre devido à energia perdida pelo elétron durante a frenagem, então a energia do quantum não pode exceder a energia do elétron UE, ou seja , daqui ou .

Neste experimento podemos determinar a constante de Planck h. De todos os métodos para determinar a constante de Planck, o método baseado na medição do limite de comprimento de onda curto do espectro de bremsstrahlung de raios X é o mais preciso.

7. Efeito fotográfico- esta é a emissão de elétrons de uma substância sob a influência da luz (e, em geral, de qualquer radiação eletromagnética). Nas substâncias condensadas (sólidas e líquidas) existe um efeito fotoelétrico externo e interno.

Leis do efeito fotoelétrico:

Formulação 1ª lei do efeito fotoelétrico: o número de elétrons emitidos pela luz da superfície de um metal por unidade de tempo em uma determinada frequência é diretamente proporcional ao fluxo de luz que ilumina o metal.

De acordo com 2ª lei do efeito fotoelétrico, a energia cinética máxima dos elétrons ejetados pela luz aumenta linearmente com a frequência da luz e não depende de sua intensidade.

3ª lei do efeito fotoelétrico: para cada substância existe um limite vermelho do efeito fotoelétrico, ou seja, a frequência mínima da luz ν 0 (ou comprimento de onda máximo λ 0), na qual o efeito fotoelétrico ainda é possível, e se ν 0, então o efeito fotoelétrico não mais ocorre.

A explicação teórica dessas leis foi dada em 1905 por Einstein. Segundo ele, a radiação eletromagnética é um fluxo de quanta individuais (fótons) com energia hν cada, onde h é a constante de Planck. Com o efeito fotoelétrico, parte da radiação eletromagnética incidente é refletida na superfície do metal e parte penetra na camada superficial do metal e ali é absorvida. Tendo absorvido um fóton, o elétron recebe energia dele e, desempenhando uma função de trabalho, sai do metal: hν = Uma saída + Nós, Onde Nós- a energia cinética máxima que um elétron pode ter ao sair do metal.

Da lei da conservação da energia, ao representar a luz na forma de partículas (fótons), segue a fórmula de Einstein para o efeito fotoelétrico: hν = Uma saída + Ek

Onde Uma saída- assim chamado função de trabalho (a energia mínima necessária para remover um elétron de uma substância), Ek é a energia cinética do elétron emitido (dependendo da velocidade, a energia cinética de uma partícula relativística pode ser calculada ou não), ν é a frequência do fóton incidente com energia hν, h- Constante de Planck.

Função no trabalho- a diferença entre a energia mínima (geralmente medida em elétron-volts) que deve ser transmitida a um elétron para sua remoção “direta” do volume de um corpo sólido, e a energia de Fermi.

Borda “vermelha” do efeito da foto- frequência mínima ou comprimento de onda máximo λ máx. luz, na qual o efeito fotoelétrico externo ainda é possível, ou seja, a energia cinética inicial dos fotoelétrons é maior que zero. A frequência depende apenas da função de saída Uma saída elétron: , onde Uma saída- função de trabalho para um fotocátodo específico, hé a constante de Planck, e Com- velocidade da luz. Função no trabalho Uma saída depende do material do fotocátodo e do estado de sua superfície. A emissão de fotoelétrons começa assim que a luz de frequência ou comprimento de onda λ incide no fotocátodo.

A radiação térmica dos corpos é a radiação eletromagnética que surge daquela parte da energia interna do corpo, que está associado 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 de uma superfície unitária de um corpo, em toda a faixa de comprimento de onda. Depende da temperatura, natureza e condição da superfície do corpo radiante. No sistema SI R ( T ) tem uma dimensão [W/m2].

2. Densidade espectral de luminosidade energéticaR (  ,T) =dW/ d - a quantidade de energia emitida por uma superfície unitária de um corpo por unidade de tempo em um intervalo de comprimento de onda unitário (perto do comprimento de onda em questão ). Aqueles. esta quantidade é numericamente igual à razão de energia dW, emitido de uma unidade de área por unidade de tempo em uma faixa estreita de comprimentos de onda de  antes  +d , para a largura deste intervalo. Depende da temperatura corporal, do comprimento de onda e também da natureza e condição da superfície do corpo emissor. No sistema SI R( , T) tem uma dimensão [W/m 3 ].

Luminosidade energética R(T) relacionado à densidade espectral da luminosidade energética R( , T) Da seguinte maneira:

(1) [W/m2]

3. Todos os corpos não apenas emitem, mas também absorvem 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 magnitude da energia de uma onda monocromática absorvida pela superfície de um corpo e a magnitude da energia da onda monocromática incidente:

(2)

O coeficiente de absorção monocromática é uma quantidade adimensional que depende da temperatura e do comprimento de onda. Mostra qual fração da energia de uma 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 externo) é chamada de equilíbrio. Se você criar um pequeno orifício na parede da cavidade, o estado de equilíbrio mudará ligeiramente e a radiação que emerge da cavidade corresponderá à radiação de equilíbrio.

Se um feixe for direcionado para tal orifício, após repetidas reflexões e absorção nas paredes da cavidade, ele não será capaz de voltar para fora. Isso significa que para tal furo o coeficiente de absorção ( , T) = 1.

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

Corpo absolutamente negroé 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 completamente negro, a densidade de luminosidade espectral 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 são classificados como corpos negros absolutos. Se o coeficiente de absorção monocromática de um corpo for o mesmo para todos os comprimentos de onda e menosunidades(( , T) = Т =const<1),então tal corpo é chamado cinza. O coeficiente de absorção monocromática de um corpo cinzento depende apenas da temperatura do corpo, da sua natureza e do estado da sua superfície.

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

(3)

A equação (3) representa a lei de Kirchhoff.

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

Pelo exposto e pela fórmula (3), fica claro que, a uma determinada temperatura, aqueles corpos cinzentos que têm um grande coeficiente de absorção emitem mais fortemente, e os corpos absolutamente negros emitem mais fortemente. Já que para um corpo absolutamente negro(  , T)=1, então da fórmula (3) segue que a função universal f( , T) representa a densidade de luminosidade espectral de um corpo negro