1. Физични основи
Принципи на радиацията (2/2)
Закон на Планк за радиацията
През 1900 година Макс Планк въвежда идеята за квантовите свойства на светлината, т.e., фотоните, което бележи началото на квантовата теория. В класическата физика на базата на електромагнитните вълни не е възможно да се разбере физиката на топлинната радиация. Използвайки фотоните, Планк извежда уравнение, което описва интензивността на формата на спектъра на топлинната радиация на излъчвател от тип „абсолютно черно тяло“. След пренебрегване на някои физични константи уравнението добива вида:
където λ е дължината на вълната на излъчване, T е абсолютната температура, h=6.68·10-34 Ws2 е константата на Планк, c е скоростта на светлината, а k=1.38·10-23 Ws/K е константата на Болцман.
Очевидно, спектърът на излъчване на едно идеално черно тяло зависи само от неговата температура, но не и от свойствата на материала. Следователно, законът на Планк е в сила за твърди, течни и газообразни вещества, ако тяхната поглъщателна способност α=1 (т.e., те поглъщат цялата падаща радиация). Примери за криви на Планк са дадени на графиката отдясно. Спектърът на излъчване на излъчвател от тип „сиво тяло“ може да бъде изчислен с помощта на неговата спектрална ефективност на излъчване, т.e., ελMλ.
Закон за отместването на Вин
През 1893 г. Вилхелм Вин извежда уравнение, което дава възможност да се изчисли дължината на вълната на максималната интензивност λmax на спектъра на излъчване на едно черно тяло в зависимост от температурата T:
където стойността на константата е 0.30 cm K. Следователно, високите температури отговарят на максимуми при ниски дължини на вълните и обратно.
Слънцето, с високата температура на повърхността си от 6.000 K, излъчва видима светлина с максимум около λmax=0.5 µm. Земята, с температура на околната си среда от 300 K, излъчва предимно в средата на инфрачервения диапазон, с максимум около 10 µm; този спектрален диапазон се нарича топлинен инфрачервен диапазон.
