درجة حرارة السطوع

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث

درجة حرارة السطوع[بحاجة لمصدر] هي درجة الحرارة التي يجب أن يكون عليها جسم أسود يكون في حالة توازن حراري مع محيطه حتى يتم مضاعفة شدة انتقال الحرارة للجسم عند تردد \nu. يستخدم هذا المفهوم بكثافة في علم الفلك الراديوي وعلم الكواكب.[1]

بالنسبة للجسم الأسود، فإن قانون بلانك يعطي:[2][3]

I_\nu = \frac{2 h\nu^{3}}{c^2}\frac{1}{e^{\frac{h\nu}{kT}}-1}

حيث:

I_\nu (الشدة (فيزياء) أو السطوع) هو كمية ال طاقة المنبعثة لكل وحدة سطح زمن لكل وحدة زاوية صلبة في مدى تردد يتراوح بين \nu و \nu + d\nu; Tهي درجة حرارة الجسم القاتم; h هو ثابت بلانك; \nu هو تردد; c هو سرعة الضوء; و k هو ثابت بولتزمان.

بالنسبة للجسم الرمادي، فإن الإشعاعية هي جزء من وهج الجسم الأسود تحدد بمقدار الانبعاثية \epsilon. وهذا يعني أن العلاقة تبادلية مع درجة حرارة السطوع:::T_b^{-1} = \frac{k}{h\nu}\, \text{ln}\left[1 + \frac{e^{\frac{h\nu}{kT}}-1}{\epsilon}\right]

عند التردد المنخفض ودرجات الحرارة المرتفعة، عند h\nu \ll kT, يمكننا استخدام قانون رايلي-جينس:[3]

I_{\nu} = \frac{2 \nu^2k T}{c^2}

يمكن التعبير عن درجة حرارة السطوع بشكل مبسط على النحو التالي:

T_b=\epsilon T\,

في حالة إشعاع الجسم الأسود فقط يكون نفسه عند جميع الترددات. يمكن استخدام درجة حرارة السطوع لقياس مؤشر الطيف للجسم، في حالة انعدام الإشعاع الحراري.

طالع أيضاً[عدل]

المراجع[عدل]

  1. ^ "درجة حرارة السطوع". 
  2. ^ Rybicki, George B., Lightman, Alan P., (2004) Radiative Processes in Astrophysics, ISBN 978-0-471-82759-7
  3. ^ أ ب "Blackbody Radiation".