Il radiazione termica È l'energia trasmessa da un corpo grazie alla sua temperatura e attraverso le lunghezze d'onda infrarosse dello spettro elettromagnetico. Tutti i corpi, senza eccezioni, emettono una certa radiazione infrarossa, indipendentemente dalla sua temperatura..
Succede che quando sono in moto accelerato, le particelle caricate elettricamente oscillano e grazie alla loro energia cinetica emettono continuamente onde elettromagnetiche.
L'unico modo in cui un corpo non emette radiazioni termiche è che le sue particelle siano completamente a riposo. In questo modo la sua temperatura sarebbe 0 sulla scala Kelvin, ma ridurre la temperatura di un oggetto a un tale punto è qualcosa che non è stato ancora raggiunto..
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Una proprietà notevole che distingue questo meccanismo di trasferimento del calore dagli altri è che non richiede un mezzo materiale per produrlo. Così, l'energia emessa dal Sole, ad esempio, viaggia per 150 milioni di chilometri nello spazio e raggiunge la Terra continuamente..
Esiste un modello matematico per conoscere la quantità di energia termica per unità di tempo irradiata da un oggetto:
P =PERσeT4
Questa equazione è nota come legge di Stefan e compaiono le seguenti quantità:
-Energia termica per unità di tempo P, che è noto come potenza e la cui unità nel Sistema internazionale di unità è il watt o watt (W).
-Il Area superficiale dell'oggetto che emette calore PER, in mq.
-Una costante, chiamata Stefan - Costante di Boltzman, denotato da σ e il cui valore è 5,66963 x10-8 W / mDue K4,
-Il emissività (chiamato anche emissione) dell'oggetto e, una quantità adimensionale (senza unità) il cui valore è compreso tra 0 e 1. È correlato alla natura del materiale: ad esempio uno specchio ha bassa emissività, mentre un corpo molto scuro ha un'emissività elevata.
-E infine il temperatura T in kelvin.
Secondo la legge di Stefan, la velocità con cui un oggetto irradia energia è proporzionale all'area, all'emissività e alla quarta potenza della temperatura..
Poiché la velocità di emissione dell'energia termica dipende dalla quarta potenza di T, è chiaro che piccoli cambiamenti di temperatura avranno un enorme effetto sulla radiazione emessa. Ad esempio, se la temperatura raddoppia, la radiazione aumenterebbe di 16 volte.
Un caso speciale della legge di Stefan è il radiatore perfetto, un oggetto completamente opaco chiamato corpo nero, la cui emissività è esattamente 1. In questo caso la legge di Stefan ha questo aspetto:
P =PERσT4
Succede che la legge di Stefan sia un modello matematico che descrive approssimativamente la radiazione emessa da qualsiasi oggetto, poiché considera l'emissività come una costante. L'emissività dipende effettivamente dalla lunghezza d'onda della radiazione emessa, dalla finitura superficiale e da altri fattori..
Quando si considera e come costante e la legge di Stefan viene applicata come indicato all'inizio, quindi l'oggetto viene chiamato corpo grigio.
I valori di emissività per alcune sostanze trattate come corpo grigio sono:
-Alluminio lucidato 0,05
-Carbonio nero 0,95
-Pelle umana di qualsiasi colore 0,97
-Legno 0.91
-Ice 0.92
-Acqua 0.91
-Rame tra 0,015 e 0,025
-Acciaio tra 0,06 e 0,25
Un esempio tangibile di un oggetto che emette radiazione termica è il Sole. Si stima che ogni secondo circa 1.370 J di energia sotto forma di radiazione elettromagnetica raggiunga la Terra dal Sole..
Questo valore è noto come costante solare e ogni pianeta ne ha uno, che dipende dalla sua distanza media dal Sole.
Questa radiazione passa perpendicolarmente ogni mDue degli strati atmosferici ed è distribuito in varie lunghezze d'onda.
Quasi tutto si presenta sotto forma di luce visibile, ma una buona parte si presenta come radiazione infrarossa, che è precisamente ciò che percepiamo come calore, e alcuni anche come raggi ultravioletti. È una grande quantità di energia sufficiente per soddisfare le esigenze del pianeta, al fine di catturarla e utilizzarla correttamente.
In termini di lunghezza d'onda, questi sono gli intervalli entro i quali si trova la radiazione solare che raggiunge la Terra:
-Infrarossi, ciò che percepiamo come calore: 100 - 0,7 μm *
-Luce visibile, tra 0,7 - 0,4 μm
-Ultravioletti, inferiore a 0,4 μm
* 1 μm = 1 micrometro o un milionesimo di metro.
L'immagine seguente mostra la distribuzione della radiazione sulla lunghezza d'onda per varie temperature. La distribuzione obbedisce alla legge di spostamento di Wien, secondo la quale la lunghezza d'onda della radiazione massima λmax è inversamente proporzionale alla temperatura T in kelvin:
λmax T = 2.898. 10 −3 m⋅K
Il Sole ha una temperatura superficiale di circa 5700 K e irradia principalmente a lunghezze d'onda più brevi, come abbiamo visto. La curva che più si avvicina a quella del Sole è quella dei 5000 K, in blu e ovviamente ha il massimo nel range della luce visibile. Ma emette anche una buona parte di infrarossi e ultravioletti.
La grande quantità di energia che il Sole irradia può essere immagazzinata in dispositivi chiamati collezionisti, per trasformarlo successivamente e utilizzarlo convenientemente come energia elettrica.
Sono telecamere che, come suggerisce il nome, operano nella regione degli infrarossi piuttosto che nella luce visibile, come le comuni telecamere. Sfruttano il fatto che tutti i corpi emettono radiazioni termiche in misura maggiore o minore a seconda della loro temperatura..
Se le temperature sono molto alte, misurarle con un termometro a mercurio non è l'opzione migliore. Per questo, il pirometri, attraverso il quale si deduce la temperatura di un oggetto conoscendone l'emissività, grazie all'emissione di un segnale elettromagnetico.
Starlight è molto ben modellato con l'approssimazione del corpo nero, così come l'intero universo. E da parte sua, la legge di Wien è frequentemente utilizzata in astronomia per determinare la temperatura delle stelle, in base alla lunghezza d'onda della luce che emettono..
I missili vengono diretti verso il bersaglio utilizzando segnali a infrarossi che cercano di rilevare le aree più calde dell'aereo, come ad esempio i motori.
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