Материал: колокв 2

Так как коэффициент поглощения зависит от длинны волны, то записывают для потоков монохроматического излучения, и тогда это соотношение определяет монохроматический коэффициент по-

глощения:

Коэффициенты поглощения могут принимать значения от 0 до 1. Особенно хорошо поглощают излучение тела черного цвета, плохо поглощают тела с белой поверхностью и зеркала.

Закон Кирхгофа: при одинаковой температуре отношение спектральной плотности энергетической светимости к монохроматическому коэффициенту поглощения одинаково для любых тел, в том числе и для черных:

Так как α λ < 1, то спектральная плотность энергетической зависимости любого тела меньше спектральной плотности энергетической светимости черного тела при той же температуре. Черное тело при прочих равных условиях является наиболее интенсивным источником теплового излучения. Пользуясь законом Кирхгофа можно найти спектр излучения тела:

Тело, коэффициент поглощения для которого равен 1 для всех частот, называют черным. Оно поглощает все падающее н него излучение (черных тел в природе нет – это физическая абстракция, моделью черного тела является маленькое отверстие в замкнутой непрозрачной полости, а луч, попавший в эту полость и многократной отразившийся от нее, будет поглощен).

Излучение черного тела имеет сплошной спектр. Графики спектров для разных температур:

Существует максимум спектральной плотности энергетической светимости, который с повышением температуры смещается в сторону коротких волн.

Энергетическая светимость черного тела:

Тело, коэффициент поглощения которого меньше 1 и не зависит от длины волны света, падающего на него, называют серым. Серых тел в природе нет, но некоторые тела в определенном интервале длин волн излучают и поглощают как серые, например тело человека считают серым - коэффициент поглощения приблизительно равен 0,9 для инфракрасной области спектра.

Энергетическая светимость серого тела :

Закон Стефана – Больцмана: энергетическая светимость черного тела пропорциональна четвертой степени его термодинамической

температуры. Величину σ называют постоянной Стефана –

Больцмана

Закон смещения Вина: при комнатной температуре тепловое излучение тел в основном приходится на инфракрасную область и человеческим глазом не воспринимается. Если температура повышается, то тела начинают светится темно-красным светом, а при очень высокой температуре – белым с голубоватым оттенком, возрастает ощущение нагретости тела ( b= 0,28978*10-2 м*К постоянная Вина) Этот закон выполняется и для серых тел.

+Эти законы позволяют, измеряя излучение тел, определять их температуры ( оптическая пирометрия).

Излучение Солнца. Спектр излучения, солнечная постоянная. Актинометр.

Наиболее мощным источником теплового излучения, обуславливающим жизнь на Земле, является Солнце.

Спектр Солнца непрерывный, в нем наблюдается множество темных фраунгоферовых линий. Фраунгофер был первым, кто описал темные линии на фоне непрерывного спектра в 1814 году. Эти линии в спектре Солнца образуются в результате поглощения квантов света в более холодных слоях солнечной атмосферы.

Наибольшую интенсивность непрерывный спектр имеет в области длин волн 430–500 нм. В видимой и инфракрасной областях спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения- абсолютно черного тела с температурой 6000 К. Эта температура соответствует температуре видимой поверхности Солнца – фотосферы. В видимой области спектра Солнца наиболее интенсивны линии Н и К ионизованного кальция, линии бальмеровской серии водорода Нα, Нβ и Нγ.

Около 9 % энергии в солнечном спектре приходится на ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 100 до 400 нм. Остальная энергия разделена приблизительно поровну между видимой (400– 760 нм) и инфракрасной (760–5000 нм) областями спектра.

Солнца. Солнечная корона излучает радиоволны как абсолютно черное тело с температурой T = 106 К. Переменная составляющая радиоизлучения Солнца проявляется в виде всплесков, шумовых бурь. Шумовые бури длятся от нескольких часов до нескольких дней. Через 10 минут после сильной солнечной вспышки радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это состояние длится от нескольких минут до нескольких часов. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской области (0,1– 10 нм) весьма мала (~5∙10–4 Вт/м2 и сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. В ультрафиолетовой области на длинах волн от 200 до 400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно черного тела.

В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивна из них водородная линия лаймановской серии (λ = 121,5 нм). При ширине этой линии около 0,1 нм ей соответствует плотность потока излучения около 5∙10– 3 Вт/м2. Интенсивность излучения в линии приблизительно в 100 раз меньше. Заметны также яркие эмиссионные линии различных атомов, важнейшие линии принадлежат Si I (λ = 181 нм), Mg II и Mg I, O II, O III, C III и другие.

Коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца возникает вблизи фотосферы. Рентгеновское излучение исходит из хромосферы (T ~ 104 К), расположенной над фотосферой, и короны (T ~ 106 К)

– внешней оболочки Солнца. Радиоизлучение на метровых волнах возникает в короне, на сантиметровых – в хромосфере.

Поток солнечной радиации, приходящийся на 1 м2 площади земной границы атмосферы, составляет 1350 Вт. Эту величину называ-

ют солнечной постоянной.

+Интенсивность прямой солнечной радиации измеряют актинометром. Принцип действия его основан на использовании нагревания зачерченных поверхностей тел, происходящего от солнечной радиации. В термоэлектрическом актинометре Савинова

– Янишевского приемной часть радиации является тонкий, зачерченный с наружной стороны диск 1. К диску с электрической изоляцией припаяны спаи термоэлементов 2, другие спаи 3 прикреплены к медному кольцу внутри корпуса и затенены. Под действием солнечной радиации возникает электрический ток в термобатарее, сила которого прямо пропорциональна потоку радиации.