You can not select more than 25 topics
Topics must start with a letter or number, can include dashes ('-') and can be up to 35 characters long.
85 lines
5.5 KiB
85 lines
5.5 KiB
<sect1 id="ai-blackbody">
|
|
|
|
<sect1info>
|
|
|
|
<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address>
|
|
</address></affiliation>
|
|
</author>
|
|
</sect1info>
|
|
|
|
<title>Promieniowanie ciała doskonale czarnego</title>
|
|
<indexterm><primary>Promieniowanie ciała doskonale czarnego</primary>
|
|
<seealso>Barwy gwiazd i ich temperatury</seealso>
|
|
</indexterm>
|
|
|
|
<para>Termin <firstterm>ciało czarne</firstterm> odnosi się do ciemnego obiektu emitującego <firstterm>promieniowanie termiczne</firstterm>. Idealne ciało czarne to takie, które pochłania całe padające światło, nie odbija go nawet w najmniejszym stopniu. W temperaturze pokojowej takie ciało miałoby kolor idealnie czarny (stąd nazwa <emphasis>ciało doskonale czarne</emphasis>). Jednakże podgrzane do wysokiej temperatury ciało doskonale czarne zaczyna emitować <firstterm>promieniowanie termiczne</firstterm>. </para>
|
|
|
|
<para>W rzeczywistości wszystkie obiekty niebieskie emitują promieniowanie termiczne (pod warunkiem, że ich temperatura jest powyżej zera bezwzględnego lub -273,15 stopni Celsjusza), ale żaden z obiektów nie emituje promieniowania idealnie; obiekty emitują/pochłaniają niektóre długości fali świetlnej bardziej niż inne. Takie nierówna efektywność utrudnia studiowanie wzajemnego oddziaływaniaświatła, ciepła i materii przy użyciu normalnych obiektów. </para>
|
|
|
|
<para>Na szczęście istnieje możliwość budowy prawie idealnego ciała czarnego. Należy zastosować skrzynkę z materiału przewodzącego ciepło, takiego jak metal. Skrzynka powinna być szczelnie zamknięta ze wszystkich stron tak, by wnętrze było przestrzenią, do której nie wpada żadne światło z otoczenia. Następnie należy wykonać małą dziurkę gdzieś w skrzynce. Światło wychodzące z tej dziury będzie niemalże idealnie przypominać światło z idealnego ciała czarnego dla temparatury powietrza wewnątrz skrzynki. </para>
|
|
|
|
<para>Na początku XX wieku naukowcy Lord Rayleigh i Max Planck (między innymi) badali promieniowanie ciała doskonale czarnego przy użyciu takiego urządzenia. Po długich badaniach Planck był w stanie empirycznie opisać intensywność światła emitowanego przez ciało czarne w funkcji długości fali. Co więcej, potrafił on opisać, jak będzie się zmieniać widmo po zmianie temperatury. Prace Plancka nad promieniowaniem ciała czarnego są jedną z dziedzin fizyki prowadzącą do powstania wspaniałej nauki: mechaniki kwantowej, ale jest to niestety poza zakresem tego artykułu. </para>
|
|
|
|
<para>Planck i inni odkryli, że przy wzroście temperatury ciała doskonale czarnego całkowita ilość światła emitowanego w czasie jednej sekundy wzrasta. Wierzchołki rozkładu długości fali na wykresie widmowym przesuwają się w stronę kolorów niebieskich (zobacz Rysunek 1). </para>
|
|
|
|
<para>
|
|
<mediaobject>
|
|
<imageobject>
|
|
<imagedata fileref="blackbody.png" format="PNG"/>
|
|
</imageobject>
|
|
<caption><para><phrase>Rysunek 1</phrase></para></caption>
|
|
</mediaobject>
|
|
</para>
|
|
|
|
<para>Na przykład, sztabka żelaza po podgrzaniu do wysokiej temperatury staje się pomarańczowo-czerwona. Jej kolor stopniowo przesuwa się w stronę niebieskiego i białego przy dalszym ogrzewaniu. </para>
|
|
|
|
<para>W 1893 w Niemczech fizyk Wilhelm Wien określił relacje pomiędzy temperaturą ciała doskonale czarnego i długością fali szczytu na wykresie widmowym następującym równaniem: </para>
|
|
|
|
<para>
|
|
<mediaobject>
|
|
<imageobject>
|
|
<imagedata fileref="lambda_max.png" format="PNG"/>
|
|
</imageobject>
|
|
</mediaobject>
|
|
</para>
|
|
|
|
<para>gdzie T jest temperarurą w stopniach w skali Kelwina. Prawo Wiena (znane także jako prawo zamiany Wiena) mówi, że długość fali maksymalnej emisji z ciała doskonale czarnego jest odwrotnie proporcjonalna do jego temperatury. Oznacza to, że krótsza długość fali (większa częstotliwość) światła odpowiada większej energii fotonów, czego można spodziewać się po obiektach o wyższej temperaturze. </para>
|
|
|
|
<para>Przykład: Słońce ma średnią temperaturę 5800 K, czyli maksymalna emisja ma miejsce na następującej długości fali: <mediaobject> <imageobject>
|
|
<imagedata fileref="lambda_ex.png" format="PNG"/>
|
|
</imageobject>
|
|
</mediaobject>
|
|
</para>
|
|
|
|
<para>Ta długość fali należy do zielonych barw widma światła widzialnego, ale Słońce emituje fotony na o długości fali: zarówno dłuższej jak i krótszej niż lambda(max) i ludzkie oko odbiera kolor Słońca jako żółty/biały. </para>
|
|
|
|
<para>W 1879 austriacki fizyk Stephan Josef Stefan pokazał, że jasność L ciała doskonale czarnego jest proporcjonalna do czwartej potęgi jego temperatury T. </para>
|
|
|
|
<para>
|
|
<mediaobject>
|
|
<imageobject>
|
|
<imagedata fileref="luminosity.png" format="PNG"/>
|
|
</imageobject>
|
|
</mediaobject>
|
|
</para>
|
|
|
|
<para>gdzie A jest powierzchnią, alfa jest stałą proporcjonalności, a T jest temperaturą w skali Kelwina. Gdy dwukrotnie zwiększymy temperaturę (np. ze 1000 K na 2000 K), to wtedy całkowita energia promieniowania ciała doskonale czarnego wzrasta o współczynnik 2^4, czyli 16. </para>
|
|
|
|
<para>Pięć lat później austriacki fizyk Ludwig Boltzman wyprowadził to samo równanie, znane obecnie jako prawo Stefana-Boltzmana. Jeżeli przyjmiemy, że promieńgwiazdy wynosi R, wtedy jasność tego ciała wynosi: </para>
|
|
|
|
<para>
|
|
<mediaobject>
|
|
<imageobject>
|
|
<imagedata fileref="luminosity_ex.png" format="PNG"/>
|
|
</imageobject>
|
|
</mediaobject>
|
|
</para>
|
|
|
|
<para>gdzie R jest promieniem gwiazdy w cm, a alfa jest stałą Stefana-Boltzmana, która ma wartość: <mediaobject> <imageobject>
|
|
<imagedata fileref="alpha.png" format="PNG"/>
|
|
</imageobject>
|
|
</mediaobject>
|
|
</para>
|
|
|
|
</sect1>
|