1. Fundamentos físicos
Princípios da radiação (1/2)
Princípios da radiação são importantes para a compreensão da radiação térmica que é emitida por um objeto de acordo com a sua temperatura e também as suas propriedades materiais. Eficiências de absorção e emissão de radiação são propriedades do material que precisam de consideração aqui e sua dependência no outro é dada pela lei de Kirchhoff.
A temperatura depende da radiação emitida e segue a lei de Stefan-Boltzmann. A radiação é emitida sob a forma de ondas electromagnéticas, sendo a sua intensidade em função do comprimento de onda. A emissão máxima de radiação térmica foi explicado pela lei do deslocamento de Wien, enquanto que a forma do espectro de emissão inteira é dada pela lei de Planck.
Lei de Kirchhoff
A eficiência de emissão ε denota a eficiência de um objeto para emitir radiação térmica, uma quantidade que varia entre 0 (nenhuma emissão de todo) e 1 (emissão máxima possível). A eficiência de absorção α de um objeto denota a sua eficiência de absorção da radiação incidente. É definida como
e varia entre 0 e 1, sendo 1 corresponde à absorção total de 0 a reflexão total ou transmissão.
Lei de Kirchhoff, descoberta em 1859, afirma:
a eficiência de absorção e emissão de um objeto são as mesmas. Portanto, os objetos que absorvem toda a radiação (α=1) tem maior eficiência de emissão térmica (ε=1). Eles são denotados como emissores de corpo negro, onde o termo negro indica que não há radiação refletida. Objetos que absorvem uma fração da radiação incidente apenas (α<1) são indicados como emissores de corpo cinzento.
Absorção e a eficiência de emissão são em sua maioria dependentes de comprimento de onda. Eficiência de absorção de alta ou baixa de um objeto em diferentes faixas espectrais vão juntas com a eficiência de emissões altas ou baixas nos mesmos intervalos espectrais. Portanto, uma lei Kirchhoff generalizada pode ser escrita como:
Fonte: Beckel 2007
Lei de Stefan-Boltzmann
Esta lei encontrada por Josef Stefan em 1879 e confirmado por Ludwig Boltzmann em 1884, e explica a dependência da temperatura e da intensidade da radiação térmica emitida por um objeto. Ele aumenta fortemente com o aumento da temperatura absoluta T dada em graus Kelvin (K). A radiação incidente M, que é a energia radiativa emitida pela superfície de um objecto e dado em unidades de of W/(m2) é a seguinte:
com a constante Stefan-Boltzmann σ=5.7·10-8 W/(m2K). Por exemplo, o aumento da temperatura absoluta de um objeto por um fator de dois resultados de uma emissão de 16 vezes mais forte que a radiação térmica.
Esta mudança de temperatura também está ligado com um espectro de emissão mudando, o que é explicado pela lei de Planck (ver na página seguinte).
