Varmestråling

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk
Varmt metall hos ein smed. den gul-oransje fargen er den synlege delen av varmestrålinga som vert stråling ut frå metallet på grunn av høg temperatur. Alt anna på bilete lyser med varmestråling òg, men mykje svakare og ved lengre bølgjelengder enn det menneskeauget kan sjå. Eit infraraudt kamera vil kunne sjå dette.
Dette diagrammet syner korleis den maksimale bølgjelengda og den totale strålingsmengda varierer med temperaturen. Dette plottet viser relativt høge temperaturar, men det same forhold gjeld for alle temperaturar ned til absolutt null.

Varmestråling er elektromagnetisk stråling ut frå ei flate eller ein lekam på grunn av temperaturen til lekamen. Infraraud stråling frå ein vanleg omn er døme på varmestråling, det same er lys som stråler frå ein glødelampe. Varmestråling oppstår når varme frå rørsla til ladde partiklar i atom vert omforma til elektromagnetisk stråling. Den utstrålte bølgjefrekvensen til varmestråling er ei sannsynsfordeling som berre er avhengig av temperatur, og for ein svart lekam er han gjeve ved Planck si lov for svartlekamstråling. Wien si forskyvingslov gjev den mest sannsynlege frekvensen til den emitterte strålinga, og Stefan–Boltzmann-lova gjev varmeintensiteten.

Eigenskapar[endre | endre wikiteksten]

Det er tre hovudeigenskapar som kjenneteiknar varmestråling:

  • Varmestråling, sjølv ved ein enkelt temperatur, oppstår ved fleire forskjellige frekvensar. Kor mykje energi kvar enkelt frekvens har er gjeve ved Planck si lov for svartlekamstråling (for idealiserte stoff). Dette er vist i grafane til høgre.
  • Hovudfrekvensen (eller fargen) til den emitterte strålinga aukar når temperaturen aukark. Til dømes stråler ein raudglødande lekam mest i dei lange bølgjelengdene i det synlege spekteret, som er årsaka til at fargen er raud. Om lekamen vert vidare varma opp vil den maksimale strålinga flytte seg mot midten av det synlege spekteret, og sidan frekvensane spreier seg over større delar av fargespekteret vert lekamen kvitglødande. Dette er Wien si forskyvingslov. I diagrammet til høgre flyttar maksimalverdien for kvar kurve seg mot venstre når temperaturen aukar.
  • Den totale strålingsmengda, for alle frekvensar, går opp særs raskt når temperaturen stig (han veks med T4, der T er den absolutte temperaturen til lekamen). Ein lekam med same temperatur som ei komfyrplate (ofte dobbelt så høg absolutt temperatur som romtemperature - 600 K mot 300 K) stråler altså 16 gonger meir energi per einingsareal. Glødetråden i ei lyspære (om lag 3000 K eller 10 gonger romtemperaturen) stråler 10&nbsp,000 gonger så mykje energi per einingsareal. Matematisk aukar den totale strålingsenergien med fjerde potens av den absolutte temperaturen. Dette er Stefan–Boltzmann-lova. I plottet ser ein dette ved at arealet under kvar kurve stig raskt når temperaturen aukar.

Energiutveksling[endre | endre wikiteksten]

Ein strålingsomn som vert nytta for å måle nøyaktige energimengder ved National Research Council, nær Ottawa i Ontario o Canada.

Varmestråling er eit viktig konsept i termodynamikk sidan han delvis er ansvarleg for varmeutveksling mellom lekamar, sidan varme lekamar stråler meir varme enn kalde lekamar (andre faktorar er konveksjon og varmekonduksjon). Samspelet til energiutvekslingar er kjenneteikna ved likningane:

\alpha+\rho+\tau=1 \,

Her representerer \alpha \, den spektrale absorpsjonsfaktoren, \rho \, den spektrale refleksjonsfaktoren og \tau \, den spektrale transmisjonsfaktoren. Alle desse elementa er avhengig bølgjelengda \lambda\,. Den spektrale absorpsjonsfaktoren er lik strålingsevna \epsilon \,; dette forholdet vert kalla Kirchhoff si varmestrålingslov. Ein lekam vert kalla ein svart lekam om den følgjande formelen gjeld for alle frekvensar:

\alpha = \epsilon =1\,

I ein praktisk situasjon med romtemperaturar taper ein lekam store mengder energi på grunn av varmestråling. Energien som lekamen taper ved utstråling av infraraud varme får han derimot igjen ved å absorbere stråling frå dei omliggande lekamane. Til dømes har eit menneske ei flatevidd på om lag 2 kvadratmeter og ein temperatur på om lag 307 kelvin. Dette gjev ei kontinuerleg utstrålign på om lag 1000 watt. Om personen er innandørs i eit rom med 296 K (ca. 23 °C), får dei tilbake om lag 900 watt frå veggar, tak og andre lekamar i rommet, slik at nettotapet berre er på om lag 100 watts. Klede, som har dårlegare varmeleiingsevne enn menneskehud og derfor reduserer varmetapet frå kroppen til omgjevnadene, reduserer tapet ytterlegare.

Om ein lekam ser kvit ut (reflekterande i det synlege spektrumet) er dei ikkje nødvendigvis like reflekterande for varmestråling. T.d. er dei fleste radiatorar måla kvite, trass i at dei må vere gode varmeutstrålarar. Akryl- og uretanbasert kvitmåling har 93% svarlekamstrålingseffektivitet ved romtemperatur (svart lekam tyder ikkje her visuelt svart).

Likning[endre | endre wikiteksten]

Varmestrålingsenergien til ein svart lekam per areal, romvinkel og frekvens\nu er gjeve ved:

u(\nu,T)=\frac{2 h\nu^3}{c^2}\cdot\frac1{e^\frac{h\nu}{k_BT}-1}

Denne likninga følgjer matematisk frå utrekningar av spektralfordelinga av energi i eit kvantiserte elektromagnetisk felt som er totalt i termal likevekt med den utstrålande lekamen.

Integrerer ein denne likninga over \nu vert energimengda gjeve ved Stefan–Boltzmann -lova slik:

W = \sigma \cdot A \cdot T^4

Vidare er bølgjelengda \lambda \, der strålingsintensiteten er høgast gjeve ved Wien si forskyvingslov som:

\lambda_{max} = \frac{b}{T}

For flater som ikkje er svart lekamar må ein ta med ein korreksjonsfaktor \epsilon(\upsilon). Denne korreksjonsfaktoren må multipliserast med strålingsspekterlikninga før ein integrerer. Likninga ein då får kan skrivast på ein måte som inneheld ein temperaturavhengig korreksjonsfaktor som ofte (forvirrrande) òg vert kalla \epsilon:

W = \epsilon(T) \cdot \sigma \cdot A \cdot T^4

Konstantar[endre | endre wikiteksten]

Definasjonar på konstantar som er nytta i likningane over:

h \, Planckkonstanten 6,626 0693(11)×10-34 J·s = 4,135 667 43(35)×10-15 eV·s
b \, Wien sin forskyvingskonstant 2,897 7685(51)×10–3 m·K
k_B \, Boltzmannkonstanten 1,380 6505(24)×10−23 J·K-1 = 8,617 343(15)×10−5 eV·K-1
\sigma \, Stefan–Boltzmann-konstanten 5,670 400(40)×10−8 W·m-2·K-4
c \, Lysfarten 299 792 458 m·s-1
T \, Temperatur Gjennomsnittleg overflatetemperatur på jorda = = 288 K
A \, Overflateareal Acuboid = 2ab + 2bc + 2ac;
Acylinder = 2π·r(h + r);
Asphere = 4π·r2

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]

Kjelder[endre | endre wikiteksten]