Абсолютно черно тяло

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към: навигация, търсене
Blackbody-colours-vertical.png

Абсолютно черното тяло (АЧТ) е идеализиран модел, абстракция, използвана в термодинамиката и представлява тяло в термодинамично равновесие (т.е. има изотропно излъчване), което поглъща електромагнитно излъчване в целия диапазон (всички дължини на вълната) и не отразява нищо. Това обаче не означава, че тялото не излъчва. То може да излъчва всяка дължина на вълната и визуално има цвят.[1].Спектърът на излъчване зависи единствено от неговата температура. Слънцето, както и другите звезди, са най-добри приближения за абсолютно черни тела[2]

Терминът „абсолютно черно тяло“ (съкратено АЧТ[1]) е въведен от Густав Кирхоф през 1862 година. По това време съществуват два модела за излъчването на абсолютно черно тяло. Единият е със закона на Релей-Джинс.[3]

~E(\nu,T)=\frac{2\pi kT\nu^2}{c^2}

Той е в съгласие с експеримента за ниски честоти (големи дължини на вълната), но при малките дължини води до така наречената ултравиолетова катастрофа. Другият е със закона на Вин[4]

\lambda_{\max}=\frac{0{,}002898}{T},

който работи добре за високи честоти, но не е в съгласие с експеримента за ниски.

През 1900 година Макс Планк построява полуемпиричен модел, като разбира, че методите на класическата физика не могат да обяснят разликите между теорията и експеримента. Той прави гениалното предположение, че електромагнитното лъчение не е непрекъснато, а на малки пакети, които той нарича кванти или фотони[2]. Това дава началото на квантовата механика, която успява да даде обяснение на топлинното излъчване на абсолютно черно тяло. Хипотезата на Планк за квантуването на електромагнитното лъчение е в основата на тази теория[2]. Според закона на Планк интензивността на излъчването на абсолютно черно тяло в зависимост от температурата и честотата се определя с формулата:

I(\nu) = \frac{2 \pi h \nu^3}{c^2} \frac{1}{e^{h \nu/ kT}-1}

където I(\nu)d\nu — мощността на излъчването на единица площ в диапазона от честоти \nu до \nu+d\nu.

Цвят на излъчването[редактиране | edit source]

Цветът (дължината на вълната или честотата) на излъчената от нагрявано тяло светлина зависи от температурата или с други думи спектърът на излъчване се мени с температурата.

С намаляване на температурата, максимумът на излъчване на абсолютно черното тяло отива към по-високите дължини на вълната. Черната крива представя излъчването на абсолютно черното тяло, според класическия закон на Релей-Джинс, според който обаче енергията на малките дължини на вълната на електромагнитното лъчение е безкрайна
Температурен интервал в Келвини Цвят
до 1000 Червен
1000—1500 Оранжев
1500—2000 Жълт
2000—4000 Бледожълт
4000—5500 Жълтобял
5500—7000 Бял
7000—9000 Синкавобял
9000—15000 Синьобял
15000—∞ Син


Външни препратки[редактиране | edit source]

Източници[редактиране | edit source]

  1. а б Лекции по обща астрофизика, Проф. Георги Иванов, катедра Астрономия, ФзФ, СУ „Св. Климент Охридски“
  2. а б в Революциите в оптиката, Проф. Иван Лалов, ФзФ, СУ „Св. Климент Охридски“
  3. http://www.spectralcalc.com/blackbody/blackbody.html
  4. http://www.spectralcalc.com/blackbody/blackbody.html