Radiação Térmica
A radiação térmica corresponde à fração de energia cujas características dependem somente da temperatura do corpo emissor. O grande desafio para os cientistas foi descobrir como relacionar a energia de radiação com a temperatura de um objeto. Se um objecto for colocado num recipiente cujas paredes estiverem a temperatura uniforme, esperamos que o objecto entre em equilíbrio térmico com as paredes do recipiente e que o objecto passe a emitir uma radiação parecida com a das paredes do recipiente. Tal objecto absorve e irradia a mesma quantidade de energia. Mas, uma superfície perfeitamente negra absorve toda a radiação incidente sobre ela e deve irradiar da mesma forma, se estiver em equilíbrio térmico. A radiação térmica em equilíbrio é então chamada de radiação do corpo negro.
A primeira relação entre temperatura e energia de radiação foi deduzida por J. Stefan em 1884 e explicada teoricamente por Boltzmann na mesma época.
Ela diz-nos que:
Energia total = σT4
emitida pelo corpo negro é dada por unidade de área e por segundo, T é a temperatura absoluta (termodinâmica) e σ é a constante de Stefan-Boltmann.
A grande questão no início do século, era explicar como esta energia radiante total emitida pelo corpo negro era distribuída entre as várias freqüências ou comprimentos de onda da radiação. A teoria clássica de osciladores eletromagnéticos, de J. C. Maxwell falhou na explicação da distribuição observada da radiação.
Foi Max Planck que resolveu o dilema mostrando que a energia dos osciladores deveria ser quantizada, ou seja, as energias não poderiam ter todos os valores, mas deveriam variar em passos. O tamanho de cada passo, ou quantum, é proporcional à freqüência dos osciladores e igual a hv, onde h é a constante de Planck. Com essa hipótese, Planck deduziu a distribuição da radiação luminosa de um corpo negro e mostrou como ela varia com o comprimento de onda para uma dada temperatura. A dedução de Planck também pode ser usada de forma inversa: dada uma certa distribuição de intensidade da luz emitida por um corpo negro, a lei de Planck pode ser usada para calcular a sua temperatura, comparando a forma da distribuição com a curva de Planck.
As curvas ilustradas abaixo mostram que quanto mais quente for um corpo, maior será sua luminosidade a pequenos comprimentos de onda. A superfície do sol tem uma temperatura de 6000K, e a curva de Planck possui um pico na região do visível. Para corpos mais frios do que o sol o pico da curva de Planck desloca-se para comprimentos de onda maiores, até que se chega a uma temperatura tal que
muito pouca radiação é emitida na região do visível.
A radiação térmica corresponde à fração de energia cujas características dependem somente da temperatura do corpo emissor. O grande desafio para os cientistas foi descobrir como relacionar a energia de radiação com a temperatura de um objeto. Se um objecto for colocado num recipiente cujas paredes estiverem a temperatura uniforme, esperamos que o objecto entre em equilíbrio térmico com as paredes do recipiente e que o objecto passe a emitir uma radiação parecida com a das paredes do recipiente. Tal objecto absorve e irradia a mesma quantidade de energia. Mas, uma superfície perfeitamente negra absorve toda a radiação incidente sobre ela e deve irradiar da mesma forma, se estiver em equilíbrio térmico. A radiação térmica em equilíbrio é então chamada de radiação do corpo negro.
A primeira relação entre temperatura e energia de radiação foi deduzida por J. Stefan em 1884 e explicada teoricamente por Boltzmann na mesma época.
Ela diz-nos que:
Energia total = σT4
emitida pelo corpo negro é dada por unidade de área e por segundo, T é a temperatura absoluta (termodinâmica) e σ é a constante de Stefan-Boltmann.
A grande questão no início do século, era explicar como esta energia radiante total emitida pelo corpo negro era distribuída entre as várias freqüências ou comprimentos de onda da radiação. A teoria clássica de osciladores eletromagnéticos, de J. C. Maxwell falhou na explicação da distribuição observada da radiação.
Foi Max Planck que resolveu o dilema mostrando que a energia dos osciladores deveria ser quantizada, ou seja, as energias não poderiam ter todos os valores, mas deveriam variar em passos. O tamanho de cada passo, ou quantum, é proporcional à freqüência dos osciladores e igual a hv, onde h é a constante de Planck. Com essa hipótese, Planck deduziu a distribuição da radiação luminosa de um corpo negro e mostrou como ela varia com o comprimento de onda para uma dada temperatura. A dedução de Planck também pode ser usada de forma inversa: dada uma certa distribuição de intensidade da luz emitida por um corpo negro, a lei de Planck pode ser usada para calcular a sua temperatura, comparando a forma da distribuição com a curva de Planck.
As curvas ilustradas abaixo mostram que quanto mais quente for um corpo, maior será sua luminosidade a pequenos comprimentos de onda. A superfície do sol tem uma temperatura de 6000K, e a curva de Planck possui um pico na região do visível. Para corpos mais frios do que o sol o pico da curva de Planck desloca-se para comprimentos de onda maiores, até que se chega a uma temperatura tal que
muito pouca radiação é emitida na região do visível.
Curva de PlanckNa figura acima a intensidade é a energia por unidade de ângulo sólido por unidade de tempo por unidade de intervalo de comprimento de onda. A linha tracejada mostra a variação com a temperatura do comprimento de onda em que a intensidade é máxima.
Esta é uma representação gráfica da lei de Wien, que diz:
I(max) = 0.29/T,
Onde, I(max) é o comprimento de onda máximo da radiação em cm e, T é a temperatura absoluta do corpo negro.
O corpo humano possui uma temperatura de cerca de 310K e irradia basicamente no infravermelho longo.
À temperatura ambiente, +/- 20ºC, quase toda a energia é emitida na forma de radiação infravermelha (0.75 – 1000mm), com um comprimento de onda muito superior à luz visível (0.38 – 0.78mm). À medida que a temperatura do corpo aumenta, o comprimento de onda da radiação emitida diminui; a 800ºC, um corpo emite radiação visível em quantidade suficiente para ser “auto-luminoso”, apresentando a cor “vermelho-quente”, embora a maior parte da energia emitida continue a pertencer à região dos infravermelhos. No caso de uma lâmpada incandescente, por exemplo, a temperatura do filamento atinge os 3000ºC, de modo que a radiação emitida contém luz visível suficiente para que o corpo apresente a cor “branco-quente”.
A taxa de emissão de radiação por uma superfície é proporcional à área da superfície, aumenta com a quarta potência da temperatura absoluta do corpo e depende da natureza da superfície do corpo. A radiação emitida por uma superfície ideal (superfície capaz de absorver - e também emitir -).
Espectro Visível
Espectro visível (ou espectro óptico) é a porção do espectro eletromagnético cuja radiação pode ser captada pela vista humana. Identifica-se esta radiação como sendo a luz visível, ou simplesmente luz. Esta faixa do espectro situa-se entre a radiação infravermelha e a ultravioleta. Para cada frequência da luz visível é associada uma cor.
Isaac Newton (1642-1727), físico, matemático e astrônomo inglês, formulou vários princípios. Entre os mais importantes está a decomposição da luz solar no espectro, e os anéis coloridos da luz solar no espectro. Com seus estudos da óptica, formula a sua teoria das cores, a partir de experiências com a decomposição da luz branca em prismas, demonstrando que essa não era simples e homogenea como se acreditava desde Aristóteles e que as cores primárias, azul, amarelo e vermelho, não sofrem decomposição.
Newton fez passar um raio de luz solar através de um prisma de vidro, gerando um espectro de cores vermelho, amarelo, azul, verde e violeta, na parede oposta, mostrando que este espectro era muito longo para ser explicado pela teoria da refração da luz então utilizada. Segundo essa teoria, todo raio de luz branca que atravessasse um prisma pelo mesmo ângulo seria refratado igualmente.
Newton mostrou que na verdade, a luz branca é uma mistura de diversos tipos de raios, os quais são refratados em ângulos ligeiramente diferentes, e que cada diferente tipo de raio é responsável por uma certa côr no espectro.
Cores do Espectro visível
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