Erradiazio termiko

Erradiazio termikoa, gorputz guztiek askatzen duten energiari deritzo. Energia honen garraiatzaileak uhin elektromagnetikoak dira, uhin hauek partikula kargatuen bibrazioaren eraginez gertatzen dira. Erradiatzen duen gorputzean, beste gorputzagandik hartzen duen energia eta askatzen duen energia berdintzen bada, energia oreka bat dagoela esango da. Kasu honetan gorputzak beste gorputzengandik isolaturik egon beharko dira oreka perfektu bat egoteko eta tenperatura jakin bat izango du. Erradiazio termikoaren espektroak izaera jarraia du eta uhinaren luzera X-izpien eta irrati uhinen artekoa izan daiteke. Banaketa hau, gorputz igorlearen araberakoa da.

Tenperatura baxuetan

Tenperatura baxuetan (300 °C artean) erradiazio infragorria nagusi da eta uhinaren luzera 800 eta 4000nm artean dago, gizakiaren begiarentzat ikusezina.

Tenperatura altuetan

Tenperatura altuetan (800 °C baino gehiago) espektroan uhin motzagoak aurki ditzakete(400 - 800nm) espektro ultramoreari dagozkionak. 800 °C-tara gorputzak energia aski ematen du erradiazio gorria ikusteko. 1000 °C-tara ostera, erradiazioak kolore zuria artzen du. Erradiazio termikoan argi izpietako lege berak erabiltzen dira, hau da, erreflexioaren legea.

Erradiazioaren indarra

Planck-en legeak esaten duenez, erradiazio termikoaren indarra gorputz beltzekiko frekuentziaren unitatekin neurtzen da:

${\displaystyle u(\nu ,T)={\frac {2h\nu ^{3}}{c^{2}}}\cdot {\frac {1}{e^{h\nu /k_{B}T}-1}}}$

edo

${\displaystyle u(\lambda ,T)={\frac {\beta }{\lambda ^{5}}}\cdot {\frac {1}{e^{hc/k_{B}T\lambda }-1}}}$

${\displaystyle \beta }$ kostantea da.

Formula honek energiaren banaketa espektrala kalkulatzen du matematikaren bidez.

proportzioaren konstantea ${\displaystyle \sigma }$, Stefan–Boltzmann konstantea denean ${\displaystyle A}$ erradiazioaren azalera da.

Halaber, uhin luzera ${\displaystyle \lambda \,}$denean, igorritako intentsitatea handiagoa da, eta Wienen Legeak adierazten du:

${\displaystyle \lambda _{max}={\frac {b}{T}}}$

Gorputz beltzak ez diren azalerentzat, emisio faktorea kontzideratzen da ${\displaystyle \epsilon (\upsilon )}$. Faktore hau erradiazioaren espektroarekin biderkatzen da. Konstantea lortzen bada, energiaren emisioaren erresultantea idatzi daiteke ${\displaystyle \epsilon }$ faktorea izango balu bezala:

${\displaystyle P=\epsilon \cdot \sigma \cdot A\cdot T^{4}}$

Teoria honi, gorputz beltz batek baino frekuentzia gutxiagorekin, "gorputz grisa" deritzo.

Konstanteak

Hauek dira ekuazioetan erabilitako konstanteak:

${\displaystyle h\,}$	Planck-en konstantea	6.626 0693(11)×10−34 J·s = 4.135 667 43(35)×10−15 eV·s
${\displaystyle b\,}$	Wien-en mugimenduaren konstantea	2.897 7685(51)×10−3 m·K
${\displaystyle k_{B}\,}$	Boltzmann konstantea	1.380 6505(24)×10−23 J·K−1 = 8.617 343(15)×10−5 eV·K−1
${\displaystyle \sigma \,}$	Stefan–Boltzmann konstantea	5.670 400(40)×10−8 W·m−2·K−4
${\displaystyle c\,}$	argiaren abiadura	299,792,458 m·s−1

Aldagaiak

Hauek dira aldagaien baloreak:

${\displaystyle T\,}$	tenperatura absolutoa	Tenperatura altuetan kelvin (e.g. Lurraren tenperatura = 288 K)
${\displaystyle A\,}$	Azalera	Acuboid = 2ab + 2bc + 2ac; Acylinder = 2π·r(h + r); Asphere = 4π·r2

Ikus, gainera

• Energia termikoa
• Termodinamika
• Tenperatura

Kanpo estekak

• (Gaztelaniaz) bibvirtual fisikaIII^{[Betiko hautsitako esteka]}

• Datuak: Q192593