RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
Definição dos termos para a radiação
Radiação emitida por um ponto de uma superfície aquecida
( ) dS dt U P d
R = 2 ⋅
[ ]
R = J / m2 ⋅s =W / m2 SISeja agora a superfície S aquecida a uma temperatura T e portanto emitindo radiação como mostrado na figura abaixo.
( ) P = I ⋅ cos θ = u ⋅ c ⋅ cos θ
R
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Definição dos termos para a radiação
Como podemos observar pela unidade desta grandeza, a radiância, nada mais é do que a intensidade da radiação emitida pela superfície S.
Radiação emitida por uma superfície aquecida
Neste caso, a radiância está relacionada com a intensidade da radiação como mostrado abaixo.
A partir da definição de brilhância feita anteriormente, obtemos a relação entre a radiância R e a densidade de energia u em uma cavidade.
c u
R C = ⋅ ⋅ 4
1
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Radiância em termos da densidade de energia para a radiação de cavidade
Radiância de uma cavidade
Um corpo aquecido emite e absorve radiação do meio que o cerca.
Definimos radiação térmica como sendo a radiação emitida por um corpo devido a sua temperatura.
A radiância R, como definida anteriormente depende, pelo menos, da temperatura do corpo.
( ) T
R R =
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Características da radiação de corpo negro
Radiância de corpos aquecidos
Definimos radiância espectral Rλλλλ (em termos do comprimento de onda) tal que a quantidade Rλλλλ·d
λλλλ
representea taxa temporal com que a energia de um corpo aquecido é irradiada, por unidade de área, nos comprimentos de onda entre
λλλλ
eλλλλ
+dλλλλ
.( ) λ λ
λ d
R = dR [ ]
Rλ = W / m2 ⋅m =W / m3 SI4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Radiância espectral em termos do comprimento de onda
Definimos radiância espectral Rνννν (em termos da frequência) tal que a quantidade Rνννν·d
νννν
represente a taxatemporal com que a energia de um corpo aquecido é irradiada, por unidade de área, nas frequências entre
νννν
eνννν
+dνννν
.( ) ν ν
ν d
R = dR [ ]
Rν =W / m2 ⋅ Hz = W ⋅s / m2 SI4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Radiância espectral em termos da frequência
A radiância R(T) nada mais é do que a soma (integral) de todas as diferenciais de radiâncias espectrais.
( ) = ∫
∞( ) ⋅ =
∞∫ ( ) ⋅
0 0
ν ν
λ
λ
νλ
d R d
R T
R
( ) ( ) ν ν ( ) ν
λ λ
ν νλ
R
R c
R = c
2⋅ =
2⋅
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Relação entre as radiâncias espectrais Rλλλλ e Rνννν
Desta forma, impondo a igualdade das diferenciais de cada termo obtemos uma relação entre Rνννν(
νννν
) e Rλλλλ(λλλλ
).ν = λ c
Da mesma forma, definimos a densidade espectral de energia uνννν(
νννν
) em termos da frequência.Analogamente, definimos a densidade espectral de energia uλλλλ(
λλλλ
) em termos do comprimento de onda.4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
Densidades espectrais de energia uλλλλ e uνννν
⇒⇒⇒
⇒
⇒
⇒⇒
⇒
As densidades espectrais de energia uνννν(
νννν
) e uλλλλ(λλλλ
) estãorelacionadas com as respectivas radiâncias espectrais Rνννν(
νννν
) eRλλλλ(
λλλλ
) através das equações mostradas abaixo.Por sua vez, as densidades espectrais de energia uνννν(
νννν
) e uλλλλ(λλλλ
)estão relacionadas entre si através de uma relação similar àquela para as radiâncias espectrais Rνννν(
νννν
) e Rλλλλ(λλλλ
).( ) u ( ) c
R
λλ = ⋅
λλ ⋅ 4
1 R
ν( ) ν = ⋅ u
ν( ) ν ⋅ c
4 1
( )
λ λ ν( )
ν ν ν( )
νλ u
u c
u = c2 ⋅ = 2 ⋅
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Propriedades das densidades espectrais de energia uλλλλ e uνννν
⇒⇒⇒
⇒
ν = λ c
1. Introdução
2. A Física no Final do Século XIX
3. Propriedades do Campo de Radiação
4. A Radiação de Corpo Negro
b. Modelos Teóricos
- Modelo de Planck
- Modelo de Rayleigh-Jeans a. Resultados Experimentais
- A Demonstração de Boltzmann - Modelo de Wien
RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
a. As Equações de Maxwell e a Equação de Onda b. Ações Mecânicas do Campo de Radiação
Um corpo aquecido emite radiação eletromagnética em um espectro contínuo, com maior intensidade na região do infravermelho (IR).
Matéria e radiação interagem e atingem o equilíbrio termodinâmico através de trocas de energia.
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Emissão de radiação por corpos aquecidos
Corpos aquecidos
emitindo radiação
Definimos a intensidade emissiva (e) de um corpo como sendo a energia emitida por unidade de área e por unidade de tempo.
Definimos a absorvidade ou absorbância (a) como sendo a fração da energia incidente sobre a superfície de um corpo que é absorvida por ele.
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Algumas definições
A emissividade de um corpo
A absorbância de um corpo e o seu processo
de medida
Em 1853 William Ritchie obteve o resultado abaixo, usando um termômetro diferencial.
2 2 1
1
a e a
e =
Termômetro Diferencial de Leslie
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Primeiros e antigos resultados experimentais
N é CORPO NEGRO
Vamos considerar a situação em que um corpo (por exemplo o corpo 2
→ → → →
N), absorva totalmente a radiação que incide sobre ele, ou seja, aN = 1.Como por definição temos que a1 < 1, então este fato implica que eN > e1.
2 = a N = 1 a
1 1
a e
N= e
1
< 1
a e
N> e
14. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
Conclusões e definições a partir do resultado de Ritchie
O corpo N (corpo negro) tem a maior absorbância e a maior emissividade possível entre todos os corpos!!!
⇒⇒⇒
⇒
⇒
⇒
⇒
⇒
Gustav Kirchoff (1824-1887)
Um dos primeiros cientistas a tratar quantitativamente da emissão de radiação de corpos aquecidos foi Gustav Robert Kirchoff (1824-1887).
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
A procura por uma lei para a dependência da emissividade com a temperatura
Kirchoff foi um cientista versátil que formulou a conhecida Lei dos Nós e das Malhas (Leis de Kirchoff dos Circuitos Elétricos) em 1845, quando ainda era estudante.
Em 1854 desenvolveu trabalhos de espectroscopia na Universidade de Heidelberg onde descobriu os elementos químicos Cs e Rb.
A chamada Lei de Kirchhoff da Radiação Térmica declara que “em equilíbrio térmico, a emissividade de um corpo (ou superfície) é igual à sua absorbância”.
( ) T
e e N = N
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O trabalho de Kirchoff
Assim, a emissividade de um corpo negro deve depender apenas da sua temperatura.
A partir desta formulação Kirchoff concluiu que a emissividade de um corpo negro é uma função universal independente da forma, tamanho e composição química do corpo.
Em 1859 Kirchoff propôs a lei de emissão de radiação térmica comprovando-a em 1861.
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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O artigo de Kirchoff sobre a radiação térmica
Kirchoff publicou o artigo “Über den Zusammenhang zwischen Emission und Absorption von Licht und Wärme” na revista Monatsberichte der Akademie der Wissenchaften zu Berlin, December, p. 783-787.
Em português o título deste artigo é “Sobre a relação entre a emissão e a absorção de luz e calor”.
Ilustração de Kirchoff com o seu espectroscópio
John Tyndall (1820-1893)
Em 1864 John Tyndall (1820-1893) realizou em experimento envolvendo a radiação emitida por um fio de platina em duas temperaturas diferentes.
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
O trabalho de Tyndall
Tyndall foi um dos precursores da ciência hoje conhecida como climatologia.
Arranjo experimental desenvolvido por Tyndall para medir a concentração
de CO2 na atmosfera
( ) 2 11, 4 ( ) 1
e T = ⋅ e T
Tyndall foi um excelente experimentador, e graças a esta capacidade foi capaz de medir a emissividade de um fio de platina a duas temperaturas distintas.
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Resultados numéricos obtidos por Tyndall
Fio de platina
T1 = 525 °°°°C ⇒⇒⇒⇒ T1 = 798 K
T2= 1200 °°°°C ⇒⇒⇒⇒ T2 = 1473 K
Tyndall obteve que a emissividade do fio de platina a 1200
°°°°
C era 11,4 vezes aemissividade do fio a 525
°°°°
C.Joseph Stefan (1835-1893)
Foi apenas em 1879 que Joseph Stefan (1835-1893) sistematizou os dados de Tyndall e encontrou uma relação direta entre a emissividade e a temperatura do corpo.
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Resultados sistematizados por Stefan
Placa na casa onde nasceu Stefan.
Tradução: Nesta casa nasceu o físico Josef Stefan, em 24 de Março
de 1835, descobridor das leis da radiação que levam o seu nome.
A descoberta desta lei permitiu que Stefan estimasse a temperatura do Sol como sendo em torno de 5.430 C.
A partir dos dados obtidos por Tyndall, Stefan determinou a relação entre radiância e temperatura.
( ) T T
nR = σ ⋅
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O cálculo de Stefan
Proposta de Stefan
Stefan inicia seu trabalho propondo uma relação de potência entre a emissividade (radiância) e a temperatura, como mostrado abaixo.
Do ajuste de curvas da Física Experimental Stefan determinou o valor da constante n, aplicando o logaritmo
em ambos os lados da equação acima.
Stefan usou então os dados de Tyndall, mostrados
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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A determinação da lei de potência
Dados de Tyndall T1 = 525 °°°°C ⇒⇒⇒⇒ T1 = 798 K T2= 1200 °°°°C ⇒⇒⇒⇒ T2 = 1473 K
Fórmula de Stefan
σσσσ = 5,67××××10-8 W/m2 ⋅⋅⋅⋅K4
⇒⇒
⇒⇒ constante de Stefan-Boltzmann
R2/R1 = e2/e1 = 11,4
Stefan então determinou o valor para a constante n.
Posteriormente, Stefan determinou o valor da constante
σσσσ
obtendo o valor de 5,67
××××
10-8 W/m2⋅⋅⋅⋅
K4.Busto de Stefan
Stefan escreveu o artigo “Über die Beziehung swischen der Wärmstrahlung und der Temperatur” na revista Wiener Berichte, volume 79, pg. 391-428.
Em português o título de artigo é
“Sobre a relação entre calor e temperatura”.
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O artigo de Stefan
Selo austríaco comemorativo aos 100
anos de Stefan Instituto Josef
Stefan em Ljubljana - Slovênia
Os primeiros bons resultados experimentais do espectro de emissão de um corpo aquecido foram obtidos no Physicalisch-Technische Reichsanstall, atual Max Planck Institute.
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Primeiros resultados para a radiância espectral Rλλλλ
Physicalisch-Technische Reichsantall em fotografias de 1913 e de
2012, além do seu brasão Laboratório de Lummer onde foram feitas medidas da radiação de corpo negro
Ao lado mostramos resultados experimentais obtidos por Otto Lummer (1860-1925) e Ernst Pringsheim (1859-1917) em 1899.
Este resultado foi obtido no Physicalisch-Technische Reichsanstall.
Otto Lummer (1860-1925)
Ernst Pringsheim (1859-1917)
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Primeiras curvas para a radiância espectral Rλλλλ
Espectro de corpo negro obtido por Lummer e Pringsheim
Colaboradores importantes deste laboratório foram Heinrich Rubens (1865-1922) e Ferdinand Kurlbaum (1857-1927).
Foram deles as principais medidas com as quais Max Planck comparou seu modelo teórico.
Heinrich Rubens (1865-1922)
Ferdinand Kurlbaum (1857-1927)
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Principais medidas de curvas para a radiância espectral Rλλλλ
Equipamento original usado por Rubens e Kurlbaum
Friedrich Paschen (1865-1947)
A Lei de Deslocamento de Wien foi verificada experimentalmente inúmeras vezes.
b
MAX ⋅ T =
λ
A confirmação mais cuidadosa desta lei foi obtida por Friedrich Paschen (1865-1947) em 1899.
É possível obter um resultado numérico muito importante a partir das curvas para Rλλλλ(
λλλλ
).Lei de Deslocamento de Wien
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Lei de Deslocamento de Wien
Este resultado é conhecido como Lei de Deslocamento de Wien.
⇒⇒
⇒⇒
bA= 2,89××××10-3 m⋅⋅⋅⋅K
Abaixo mostramos uma comparação entre o resultado obtido por Lummer e Pringsheim com aquele obtido a partir de medidas atuais mais precisas.
b
MAX ⋅ T =
λ
bL&P = 2,94××××10-3 m⋅⋅⋅⋅K
4. A RADIAÇÃO DE CORPO NEGRO
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Determinação da constante b
Em cerca de 115 anos houve uma melhora de cerca de 2% na precisão deste resultado.
1. Introdução
2. A Física no Final do Século XIX
3. Propriedades do Campo de Radiação
4. A Radiação de Corpo Negro
b. Modelos Teóricos
- Modelo de Planck
- Modelo de Rayleigh-Jeans a. Resultados Experimentais
- A Demonstração de Boltzmann - Modelo de Wien
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a. As Equações de Maxwell e a Equação de Onda b. Ações Mecânicas do Campo de Radiação
CORPO