Pomozte vývoji webu a sdílení článku s přáteli!
Tepelné záření jsou elektromagnetické vlny emitované elektricky nabitými částicemi v důsledku jejich tepelného pohybu v hmotě.
Kovové tyče zahřáté v huti jasně září. Jedná se o tepelné záření. Vyzařují tepelné záření pouze tělesa s velmi vysokou teplotou? Ukazuje se, že zdrojem tohoto záření je každé těleso s teplotou nad absolutní nulou. Proč toto záření nevidíme vycházející z předmětů kolem nás? Odpověď najdete v tomto článku.
Příčiny tepelného záření a jeho vlastnosti
Všechna těla se skládají z atomů nebo molekul, které jsou v neustálém náhodném pohybu. Dokonce i molekuly pevných látek, „uzamčené“ v krystalové mřížce, provádějí chaotické oscilace. Tento náhodný pohyb atomů a molekul se nazývá tepelný pohyb. Vlivem srážek a mezimolekulárních interakcí se energie jednotlivých molekul neustále mění. Zažijí zrychlení a vibrace. Atomy se skládají z kladně nabitého jádra a záporně nabitých elektronů. Když se nabitá částice pohybuje se zrychlením, vysílá elektromagnetickou vlnu.
Všechna tělesa s teplotou nad absolutní nulou (-273,15 ℃, 0K) vyzařují tepelné záření. Elektromagnetické vlny dopadající na těleso mohou být absorbovány. Čím více energie těleso při konstantní teplotě absorbuje, tím více energie vyzařuje. Poměr absorbovaného a emitovaného záření nezávisí na povaze tělesa – pro všechna tělesa je to stejná funkce teploty a vlnové délky.
Proč vidíme pouze tepelné záření z velmi horkých těles jako kovová tyč v huti?
Světlo je elektromagnetická vlna. Každá barva světla má svou vlnovou délku. Červené světlo má nejdelší vlnovou délku, modré a fialové nejkratší. Bílé světlo je směsí všech barev, které se objevují v duze, která vzniká, když se bílé světlo rozděluje na vodní kapičky v atmosféře (obr. 1.).
Rýže. 1. Duha. Každá barva světla má svou vlastní vlnovou délku, od nejvyšší pro červené světlo po nejnižší pro fialovou.
Když zahřejete kovovou tyč, například nad plynovým hořákem, na cca 500°C, všimnete si, že svítí červeně. Jak se teplota tyče zvyšuje, barva světla se mění na oranžovou, žlutou a poté bílou. Nárůst teploty způsobuje emisi elektromagnetických vln se stále kratšími vlnovými délkami.Současně se zvýšením teploty svítí tyč stále intenzivněji - říkáme, že se zvyšuje ozáření, tzn. energie záření uvolněná po dobu 1 sekundy na 1 m2 povrchu těla.
Všechna horká těla září. Ukazuje se, že nízkoteplotní tělesa, která nezáří viditelným světlem, také vyzařují záření, ale v rozsahu vlnových délek více než viditelné světlo. Toto záření se nazývá infračervené záření. Pro naše oči je neviditelný, ale nese tepelnou energii. Infračervené záření se využívá např. k ohřevu těla speciální infralampou (obr. 2.). Vidíme, že lampa svítí dost slabým červeným světlem, ale její záření v pro nás neviditelné infračervené oblasti je mnohem intenzivnější. Jeho účinky můžeme cítit pouze ve formě tělesného tepla.
Rýže. 2. Infračervená léčebná lampa vyzařuje tepelné záření převážně v delším rozsahu vlnových délek než viditelné světlo.
Tento příklad ukazuje, že tepelné záření není omezeno na úzký rozsah vlnových délek. Tělesa vyzařují záření jakékoli vlnové délky ve velmi širokém rozsahu od ultrafialového po infračervené, ale maximum tohoto záření se vyskytuje v určitém rozsahu vlnových délek v závislosti na teplotě.
V infračervené lampě tedy maximum záření dopadá na rozsah vlnových délek odpovídající infračervenému záření, zatímco v jiných rozsazích je záření mnohem slabší. Když je kovová tyč zahřátá do červena, kromě červeného světla, které vidíme, je emitováno také infračervené záření, které je pociťováno jako pocit tepla. Další zvýšení teploty vede ke zvýšení podílu krátkých vlnových délek, v důsledku čehož se barva tyčinky změní na žlutou a následně na bílou. Tyč stále vyzařuje červené světlo a infračervené záření, ale jejich podíl na celkovém záření je menší.
Sluneční světlo vyzařované z povrchu Slunce o teplotě asi 6000 K obsahuje viditelné světlo v celém rozsahu vlnových délek a také pro nás neviditelné ultrafialové záření (UV) s vlnovými délkami kratšími než viditelné světlo. Právě díky tomuto záření se opalujeme.
Jaký je důvod, proč dominantní vlnová délka tepelného záření klesá s rostoucí teplotou? Zvýšení teploty znamená zvýšení průměrné kinetické energie molekul a následně i zvýšení průměrné energie záření emitovaného částicemi. Čím větší je energie záření, tím kratší je vlnová délka.
Spektrum tepelného záření
Snímky z Hubbleova vesmírného dalekohledu nám ukazují neobvyklé, dynamické události ve vesmíru. Jedna z nich ukazuje srážku dvou galaxií, které jsou obrovskými sbírkami mnoha miliard hvězd, plynu a mezihvězdného prachu. Srážka způsobila explozivní tvorbu nových hvězd. Jak ale můžeme vědět, které hvězdy jsou mladé, nově vzniklé a které staré? Tyto informace získáváme analýzou tepelných emisních spekter hvězd.
Rýže. 3. Srážka dvou galaxií zachycených Hubbleovým teleskopem. Zdroj fotografií - ESA
Ze zkušenosti víme, že tělesa při velmi vysokých teplotách, jako je tekutý kov nebo fotosféra Slunce, září bílým světlem. Pokud toto světlo prochází hranolem, rozdělí se na různé barvy (obr. 4). Každá barva odpovídá jiné elektromagnetické vlnové délce, od 400 nm pro fialovou až po 700 nm pro červenou. Rozdělením bílého světla na jednotlivé barvy získáme spektrum bílého světla (obr. 5).
Rýže. 4. Světlo se v hranolu rozděluje na jednotlivé barvy a vytváří spektrum bílého světla
Rýže. 5. Spektrum bílého světla
Emisní spektrum je zaznamenaný obraz záření distribuovaného na různých vlnových délkách.
Rozdělení bílého světla ukazuje, z jakých barev se světlo skládá, ale nedává informaci o síle záření na všech po sobě jdoucích místech barevného spektra. Pro důkladnější studium emisního spektra je nutné pohybovat senzorem, jako je fotobuňka, podél spektra, aby se změřil výkon pro každou vlnovou délku.Naměřené množství energie záření v určitých rozsazích vlnových délek světla umožňuje vykreslit křivku spektrálního rozložení (obr. 6.).
Rýže. 6. Spektrální distribuční křivka ukazuje naměřenou energii záření v určitých spektrálních rozsazích
Na obr. 7 znázorňuje křivku spektrálního rozložení slunečního záření. Svislá osa ukazuje energii záření v rozsahu vlnových délek (λ, λ + Δλ) emitovanou za jednotku času, vodorovná osa ukazuje vlnovou délku záření λ s rozsahem vlnových délek viditelného světla. Sluneční záření daleko přesahuje tento rozsah. Obsahuje ultrafialové záření s vlnovou délkou kratší než má viditelné světlo a infračervené záření s vlnovou délkou delší než má viditelné světlo. Sluneční světlo obsahuje všechny vlnové délky viditelného světla, takže sluneční světlo vnímáme jako bílé.
Rýže. 7. Křivka spektrálního rozložení slunečního záření - závislost intenzity záření na vlnové délce
Maximum grafu je na vlnové délce asi 500 nm, což odpovídá zelené.
Poloha maxima záření je určena teplotou emitujícího tělesa. Čím vyšší je teplota, tím kratší je vlnová délka radiačního maxima (obr. 8.). Z tohoto důvodu, když zahřáté těleso začne svítit, nejprve svítí červeně a se stoupající teplotou se barva mění na žlutou a nakonec na bílou, jak se zvyšuje podíl světla kratších vlnových délek.
Rýže. 8. Křivky spektrálního rozložení tepelného záření pro různé teploty sálajícího tělesa
Záření vyzařované lidmi a většinou objektů kolem nás není viditelné, protože maximum záření leží v infračervené oblasti. Naše oči takové záření nedokážou vnímat, ale lze jej detekovat termovizní kamerou, která registruje infračervené záření.
Křivky spektrálního rozložení tepelného záření pro vyšší teploty jsou vyšší než pro nižší. To znamená, že se zvyšující se tělesnou teplotou roste celková energie záření. Plocha pod grafem (viz obrázek 7) je mírou celkové energie emitované na jednotku plochy těla. Energie vyzařovaná jedním povrchem silně závisí na teplotě. To je důvod, proč tělesa s velmi vysokou teplotou září mnohem jasněji než tělesa s nižší teplotou.
Vzorce, které odrážejí závislost tepelného záření na teplotě
Takže maximum křivky spektrálního rozložení záření se s rostoucí teplotou posouvá směrem ke kratším vlnovým délkám. Vlnová délka λmaxodpovídající maximálnímu záření je nepřímo úměrná absolutní tělesné teplotě: λmax=b / T, kde b=2,89810-3 m·K - koeficient úměrnosti (Wienova konstanta). Tento vzorec se nazývá Wienův posunovací zákon.
Analýza grafů na obr. 8 umožňuje učinit ještě jeden závěr. Vidíme, že křivky pro vyšší teploty leží stále výše. To znamená, že se stoupající tělesnou teplotou roste celková energie záření. Tyto vztahy jsou velmi silné. Energie záření je přímo úměrná T4Teplotní závislost energie záření, nazývaná Stefan-Boltzmannův zákon, má následující tvar: E=σT4, kde
kde E je energie vyzářená na jednotku plochy těla a za jednotku času, T je teplota na Kelvinově stupnici a σ je Stefanova-Boltzmannova konstanta, která se rovná: σ=5,67 - 10-8W / (m2K4).
Znalost spektrální distribuční křivky vám umožňuje určit teplotu vzdáleného světelného objektu. Pokud určíme vlnovou délku odpovídající maximu křivky, pak po transformaci Wienova vzorce dostaneme teplotu objektu: T=b / λmax .
Takže bez opuštění Země je určena teplota Slunce a dalších hvězd. Ukazuje se, že naše Slunce vyzařuje tak, že spektrální distribuční křivka odpovídá teplotě asi 5800 K - průměrné teplotě povrchu Slunce.
Pokud známe vzdálenost ke hvězdě, můžeme vypočítat její průměr na základě analýzy tepelného záření. Intenzita záření se vzdáleností klesá, ale při znalosti vzdálenosti můžeme vypočítat celkovou energii emitovanou hvězdou. Nyní stačí vydělit celkovou energii energií vyzařovanou na jednotku plochy, získanou ze Stefan-Boltzmannova zákona, abychom dostali plochu disku hvězdy, ze které k nám záření dopadá.
Odkazy
- Tashlykova-Bushkevich I. I. Fyzika. Uch. příspěvek. Ve 2 h. Část 2. Minsk, 2008.
- Savelyev I. V. Kurz obecné fyziky. - V. 3. Kvantová optika. Atomová fyzika. Fyzika pevných látek. Fyzika atomového jádra a elementárních částic.
- Kuenzer, C. a S. Dech (2013): Termální infračervený dálkový průzkum Země: Senzory, metody, aplikace (=Dálkové snímání a digitální zpracování obrazu 17). Dordrecht: Springer.
- Fyzika. 11. třída: učebnice. pro všeobecné vzdělání instituce: základní a profilové. úrovně / G. Ya Myakishev, B. B. Bukhovtsev, V. M. Charugin; vyd. V. I. Nikolajev, N. A. Parfenteva. - 19. vyd. - M.: Osvícení, 2010. - 399 s.