Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Make your likes visible on Facebook?

Connect your Facebook account to Prezi and let your likes appear on your timeline.
You can change this under Settings & Account at any time.

No, thanks

Promieniowanie Cieplne

No description
by

Michał Karasiewicz

on 25 June 2013

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Promieniowanie Cieplne

Promieniowanie cieplne
Promieniowanie termiczne jest to emisja fal elektromagnetycznych kosztem energii wewnętrznej ciała. Promieniowanie termiczne emitują wszystkie ciała, których temperatura jest wyższa od zera bezwzględnego (0 K). Jeśli straty energii wynikające z promieniowania cieplnego nie są równoważone przez dostarczanie ciepła z zewnątrz, temperatura ciała stopniowo obniża się a moc emitowanego promieniowania maleje. Promieniowanie cieplne padające na dowolne ciało zostaje przez nie częściowo pochłonięte (zaabsorbowane), częściowo przepuszczone, a częściowo odbite od jego powierzchni. Energia pochłoniętego promieniowania zwiększa energię wewnetrzną ciała.

Promieniowanie cieplne (termiczne)
Według mechaniki klasycznej atomy lub cząsteczki ciała o temperaturze powyżej zera bezwzględnego mają energię kinetyczną, która zmieniana jest w wyniku wzajemnych oddziaływań atomów i cząsteczek, a zmiany energii wynikają z przyspieszenia lub dipolowej oscylacji ładunków. Ta zmiana ruchu ładunków wytwarza promieniowanie elektromagnetyczne. W wyniku wzajemnych oddziaływań cząsteczek i atomów ustala sie zależny od temperatury rozkład ich prędkości, z którego wynika rozkład emitowanego promieniowania.
Promieniowanie cieplne danego ciała w określonej temperaturze, jak zauważył Pierre Prévost, jeden z pierwszych badaczy promieniowania cieplnego, nie zależy od obecności innych ciał. W przypadku ciał stałych zależy natomiast głównie od ich powierzchni, np. inna będzie emisja, gdy ciało będzie chropowate,




a inna gdy jego powierzchnia zostanie wypolerowana.
Widmo promieniowania cieplnego
Rozkład energii wypromieniowywanych fal w funkcji długości fali (lub częstotliwości), czyli widmo promieniowania ma dla każdego ciała podobny kształt (wykres, prawo Plancka).
Podział widm
Ze względu na wygląd widma: - Widmo ciagłe – ma postać ciągłego obszaru lub szerokich pasów (widmo o składowych, występujących w sposób ciagły wzdłuż skali częstotliwości). Widmo takie jest emitowane przez ciała w stanie stałym. - Widmo liniowe (atomowe) – ma postać oddzielnych linii na pasku widmowym; typowo występuje dla gazów atomowych, - Widmo pasmowe (cząsteczkowe) jest przypadkiem pośrednim pomiędzy widmem liniowym a ciągłym.
Ze względu na sposób powstania:
- widmo emisyjne – powstaje w wyniku emisji promieniowania przez ciało
- widmo absorpcyjne – powstaje w wyniku oddziaływania (przejęcia lub odbicia) fali o widmie zazwyczaj ciagłym z substancją.
W zależności od rodzaju fali rozróżniamy:
- optyczne
- rentgenowskie
- dzwiekowe
- i inne.

Charakterystyka widm
Dla ciał stałych doskonale czarnych jest to widmo ciagłe, a położenie maksimum tego rozkładu w zależności od długości fali elektromagnetycznej zależy tylko od temperatury ciała. W miarę wzrostu temperatury maksimum przesuwa się w kierunku coraz mniejszej długości fal (prawo Wiena). Ciała o temperaturze zbliżonej do temperatury pokojowej (a także z dość szerokiego zakresu powyżej i poniżej tej temperatury) emitują najsilniej przede wszystkim podczerwieni, dlatego promieniowanie podczerwone czesto w uproszczeniu jest nazywane promieniowaniem termicznym. Ciała o ekstremalnie niskich temperaturach wiekszość energii wyświecają w zakresie mikrofal, zaś ciała o temperaturach powyżej 600 °C zaczynają emitować również fale o wiele krótsze z wiekszą intensywnością - swiatło - czyli fale elektromagnetyczne widzialne przez oko ludzkie. Emisja danego ciała fizycznego składa sie z emisji własnej oraz odbitej. Wyeliminowanie emisji odbitej pozwala obserwować tylko emisję własną danego ciała.
Przykłady promieniowania cieplnego
Przykładem promieniowania cieplnego jest m.in promieniowanie:
- ciała doskonale czarnego
- ciała szarego
- reliktowe


Przykładem promieniowania cieplnego nie jest natomiast:
- Swiatło powstałe w wyniku luminescencji
- Swiatło laserowe
- Fala elektromagnetyczna emitowana przez antenę radiową
Ciało doskonale czarne
Ciało doskonale czarne – pojęcie stosowane w fizyce dla określenia ciała pochłaniającego całkowicie padające na nie promieniowanie elektromagnetyczne, niezależnie od temperatury tego ciała, kąta padania i widma padającego promieniowania. Współczynnik pochłaniania dla takiego ciała jest równy jedności dla dowolnej długości fali.

Ciało doskonale czarne nie istnieje w rzeczywistości, ale dobrym jego modelem jest duża wnęka z niewielkim otworem, pokryta od wewnątrz czarną substancją (np. sadzą). Powierzchnia otworu zachowuje się niemal jak ciało doskonale czarne
Ciało szare
Ciało szare – ciało, które pochłania określoną współczynnikiem absorpcji cześć promieniowania padającego na to ciało bez względu na długość fali padajacego promieniowania i temperaturę ciała.
Promieniowanie reliktowe
Promieniowanie reliktowe (promieniowanie szczątkowe, promieniowanie tła) - jest to promieniowanie elektromagnetyczne o rozkładzie widmowym ciała doskonale czarnego o temp. 2,735 K wypełniające Wszechświat, a nie pochodzące od gwiazd, galaktyk lub materii rozproszonej. Prawdopodobnie jest to pozostałość po wczesnych etapach ewolucji Wszechświata. Odkryte zostało w 1965 roku przez A.A. Penziasa i R.W. Wilsona. Badane jest przez satelite COBE.
- Prawo Kirchhoffa
- Prawo Stefana-Boltzmanna
- Prawo Wiena
Do opisania procesu promieniowania cieplnego służą następujące prawa:
Prawo promieniowania cieplnego Kirchhoffa - prawo, zgodnie z którym, w ustalonej temperaturze stosunek zdolności emisyjnej ciała do jego zdolności absorpcyjnej jest uniwersalną funkcją, taką samą dla wszystkich ciał. Ze względów historycznych funkcja ta nazywa sie funkcją Kirchhoffa.
Prawo to zostało odkryte w 1859 roku przez Gustawa Kirchhoffa. Z definicji ciała doskonale czarnego, dla którego zdolność absorpcyjna dla każdej częstości i w każdej temperaturze jest równa jedności, wynika, że funkcja Kirchoffa jest zdolnością emisyjną ciała doskonale czarnego.
Prawo Kirchhoffa
Prawo Stefana-Boltzmanna
Prawo Stefana-Boltzmanna opisuje całkowitą moc wypromieniowywaną przez ciało doskonale czarne w danej temperaturze. Zostało opracowane w 1879 roku przez Jožefa Stefana i Ludwiga Boltzmanna.
Prawo Wiena
Prawo Wiena – prawo opisujące promieniowanie elektromagnetyczne emitowane przez ciało doskonale czarne. Ze wzrostem temperatury widmo promieniowania ciała doskonale czarnego przesuwa sie w stronę fal krótszych. Prawo Wiena jest wnioskiem z rozkładu Plancka promieniowania ciała doskonale czarnego.
Prawo Wiena zostało nazwane na cześć odkrywcy Wilhelma Wiena, który sformułował je na podstawie danych doswiadczalnych w 1893 roku.
Prawo Plancka zostało sformułowane w 1900 roku.
Znajduje ono zastosowanie przy badaniu temperatur gwiazd, przy przybliżeniu, że promieniuja one jak ciało doskonale czarne (co jest bliskie prawdy).
Porównanie prawa Rayleigha-Jeansa, rozkładu Wiena i prawa Plancka dla ciała o temperaturze 8 mK
Michał Karasiewicz
ISzKNoM sem IV
Grupa I
Dziękuję za uwagę !
Prawo Plancka opisuje emisję światła przez ciało doskonale czarne znajdujące się w danej temperaturze. Zgodnie z treścią prawa Plancka emisja (i absorpcja) światła odbywa się w porcjach energii (kwantach).
Wraz ze wzrostem temperatury rośnie moc promieniowania ciała. Zdolnośc emisyjna ciała doskonale czarnego jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury termodynamicznej.
Full transcript