Quando a temperatura de um corpo negro aumenta o comprimento de onda do máximo de intensidade de radiação diminui?

À medida que a temperatura diminui, o topo da curva de radiação do corpo negro muda para intensidades mais baixas e comprimentos de onda mais longos . O padrão de radiação do corpo negro é comparado com o modelo clássico de Rayleigh e Jeans.

Radiação de corpo negro , também chamada de radiação total ou radiação térmica , é o tipo de radiação eletromagnética dentro ou ao redor de um corpo em equilíbrio termodinâmico com seu entorno, ou emitida por um corpo negro (um corpo opaco e não reflexivo) mantido em uma constante e uniforme temperatura . A radiação tem espectro e intensidade específicos que dependem apenas da temperatura corporal.

A radiação térmica emitida espontaneamente por objetos comuns pode ser aproximada por uma radiação de corpo negro. Um invólucro perfeitamente isolado, em equilíbrio térmico interno, contém radiação de corpo negro, que pode ser emitida por um orifício feito em sua parede, desde que o orifício seja pequeno o suficiente para que seu efeito no equilíbrio seja desprezível.

Um corpo negro em temperatura ambiente aparecerá preto porque a maior parte da energia emitida está localizada na faixa do infravermelho , que não pode ser vista pelo olho humano . Como o olho humano é incapaz de perceber as cores em baixas intensidades de luz, um corpo negro observado no escuro na temperatura mais baixa será vagamente visível e subjetivamente parecerá cinza, mesmo se seu espectro físico atingir seu nível máximo no infravermelho. Quando fica um pouco mais quente, fica com uma cor vermelha opaca. Como a sua temperatura aumenta, o seu comprimento de onda diminui para atingir um brilho azul - branco cor .

Apesar do fato de planetas e estrelas não estarem em equilíbrio térmico com seu meio ambiente nem corpos negros perfeitos, a radiação do corpo negro é usada como uma primeira aproximação da energia que eles emitem. Os buracos negros são de corpo negro quase perfeito, na medida em que absorvem toda a radiação que os atinge. Eles, no entanto, emitem radiação de corpo negro (chamada radiação de Hawking ) com base em uma temperatura proporcional à sua massa.

O termo “corpo negro” foi introduzido por Gustav Kirchhoff em 1860.

Espectro

Propriedades e temperatura com as cores pretas do corpo de acordo com o espectro eletromagnético.

A radiação de corpo negro tem um espectro de frequência contínuo característico que depende apenas de sua temperatura, denominado espectro de corpo negro e descrito pela lei de Planck . O pico do espectro ocorre em uma frequência característica que muda para frequências mais altas conforme a temperatura aumenta, e a maior parte da emissão na temperatura ambiente está na região infravermelha do espectro eletromagnético .

Quando a temperatura sobe acima de 500 graus Celsius , os corpos negros começam a emitir uma quantidade significativa de luz visível . Quando vistos no escuro, eles são de um cinza levemente brilhante, mas apenas porque o olho humano é sensível apenas ao preto e branco em intensidades muito baixas. Na realidade, a frequência da luz no campo visível é vermelha, no entanto, a intensidade é muito baixa para ser discernida como vermelha. Conforme a temperatura sobe, o corpo se torna visível mesmo quando há luz ambiente. Ele assume as cores primeiro do vermelho opaco, depois do amarelo e, por fim, emite uma luz "branco-azulada" estonteante. Embora permaneça com esta cor aos olhos, o aumento da temperatura causa seu pico de emissividade na radiação ultravioleta . O Sol, com uma temperatura efetiva de cerca de 5800  K , pode ser considerado um corpo negro com espectro de emissão cujo pico de emissividade está localizado na parte central e verde-amarela do espectro visível , mas com uma potência significativa também no ultravioleta .

A tabela abaixo descreve toda a escala de temperaturas termodinâmicas, do zero absoluto às temperaturas mais extremas consideradas pelos cosmologistas .

A Valores para o corpo negro verdadeiro (que não é o filamento de tungstênio de uma lâmpada). A emitância de um filamento de tungstênio é maior em comprimentos de onda curtos do que o corpo preto, fazendo com que pareça mais branco.
B O valor de 2500  K é aproximado.
C Temperatura real da fotosfera.

Explicação

Cor da radiação de um corpo negro entre 800 e 12.200  K , para um observador à luz do dia D65 , sem levar em conta a intensidade da luz.

Toda matéria comum ( bárion ) emite radiação eletromagnética quando tem uma temperatura acima do zero absoluto . Essa radiação representa a conversão da energia térmica de um corpo em energia eletromagnética e, portanto, é chamada de radiação térmica. É o processo espontâneo de distribuição radiativa da entropia .

Por outro lado, toda matéria comum absorve radiação eletromagnética em algum grau. Um objeto que absorve toda a radiação que recebe, em todos os comprimentos de onda , é denominado corpo negro. Quando um corpo negro está em uma temperatura uniforme, sua emissão tem uma distribuição espectral de energia que depende da temperatura. Essa emissão é chamada de radiação de corpo negro.

O conceito de corpo negro é uma idealização, pois um corpo negro perfeito não existe na natureza. Materiais como grafite e negro de fumo , que possuem emissividades acima de 0,95, se aproximam muito do “material negro” ideal.

Experimentalmente, a radiação de corpo negro pode ser mais bem estabelecida como radiação em estado estacionário em uma cavidade dentro de um corpo rígido, a uma temperatura uniforme, que é totalmente opaca e que é apenas parcialmente reflexiva. Uma caixa fechada com paredes de grafite a uma temperatura constante com uma pequena abertura em uma das faces laterais produz uma boa aproximação da radiação do corpo negro que emana da abertura.

A radiação de corpo negro é a única distribuição de energia estável para a radiação térmica que pode persistir em equilíbrio termodinâmico dentro de uma cavidade. Em equilíbrio, para cada frequência, a intensidade total de radiação que é emitida e refletida de um corpo (ou seja, a quantidade líquida de radiação deixando sua superfície, chamada de "  radiância  ") é determinada apenas pela temperatura de equilíbrio e não depende do forma, material ou estrutura do corpo. Para um corpo negro (um absorvedor perfeito), não há radiação refletida, e então a luminância energética é devida inteiramente à emissão. Além disso, um corpo negro é um transmissor difuso (sua emissão independe da direção). Consequentemente, a radiação do corpo negro pode ser vista como a radiação de um corpo negro em equilíbrio térmico.

A radiação do corpo negro causa incandescência se a temperatura do objeto for alta o suficiente. O ponto de Draper , localizado a cerca de 798 K, é a temperatura em que todo brilho sólido torna-se um pouco vermelho. A 1000  K , uma pequena abertura na parede de uma grande cavidade opaca uniformemente aquecida (simplesmente chamada de forno ), vista de fora, aparece vermelha. Em 6000  K , parece branco. Não importa como o forno é construído ou de que material, desde que seja construído de forma que qualquer luz que entre nele seja absorvida pelas paredes, sua luz emitida será uma boa aproximação da radiação do corpo negro. O espectro e, portanto, a cor da luz que sai é função apenas da temperatura da cavidade. Uma representação gráfica da quantidade de energia dentro do forno por unidade de volume e por unidade de freqüência plotada em intervalos versus freqüência é chamada de curva de corpo negro. Diferentes curvas são obtidas variando a temperatura.

A temperatura de um fluxo de lava pāhoehoe pode ser estimada observando sua cor. O resultado está de acordo com a temperatura medida do lava cerca de 1000  ° C a 1200  ° C .

Dois corpos que estão na mesma temperatura permanecem em equilíbrio térmico mútuo, então um corpo em uma temperatura T rodeado por uma nuvem de luz em uma temperatura T, em média, emitirá tanta luz na nuvem quanto absorve, de acordo com Prévost princípio da troca , que se refere ao equilíbrio radiativo. O princípio do equilíbrio detalhado afirma que dentro de um equilíbrio termodinâmico , cada processo elementar ocorre em ambas as direções igualmente. Prévost também demonstrou que a emissão de um corpo é logicamente determinada apenas por seu próprio estado interno. O efeito causal da termodinâmica de absorção na termodinâmica de emissão (espontânea) não é direto, mas apenas indireto, pois afeta o estado interno do corpo. Isso significa que em equilíbrio termodinâmico a quantidade de cada comprimento de onda emitida em todas as direções da radiação térmica de um corpo em uma temperatura T, preta ou não, é igual à quantidade correspondente que o corpo absorve por estar circundado por uma luz em uma temperatura T.

Quando o corpo está preto, a absorção é óbvia: a quantidade de luz absorvida é a quantidade total de luz que atinge sua superfície. Para um corpo negro muito maior do que o comprimento de onda, a energia da luz absorvida em qualquer comprimento de onda λ por unidade de tempo é estritamente proporcional à curva do corpo negro. Isso significa que a curva do corpo negro corresponde à quantidade de energia luminosa emitida por um corpo negro, o que justifica o nome. Esta é uma condição para a aplicabilidade da lei da radiação de Kirchhoff  : a curva do corpo negro caracteriza a luz térmica, que depende apenas da temperatura das paredes da cavidade, desde que essas paredes sejam totalmente opacas e pouco reflexivas. E que a cavidade está em equilíbrio termodinâmico. Se o corpo negro for pequeno o suficiente para que seu tamanho seja comparável ao comprimento de onda da luz, a absorção é alterada, uma vez que um objeto pequeno não é um absorvedor eficiente de luz com um comprimento de onda de tamanho semelhante. No entanto, o princípio da estrita igualdade de emissão e absorção é sempre respeitado em condições de equilíbrio termodinâmico.

No laboratório, a radiação do corpo negro é aproximada pela radiação de uma pequena abertura em uma grande cavidade, um hohlraum , em um corpo completamente opaco que é apenas parcialmente reflexivo, mantido a uma temperatura constante. Essa técnica leva ao nome de "radiação da cavidade", algumas vezes usada para se referir à radiação de corpo negro. Qualquer luz que entrasse pela abertura seria refletida várias vezes antes de escapar, quase certamente sendo absorvida no processo. A absorção ocorre independentemente do comprimento de onda da radiação de entrada (desde que seja pequena em comparação com a abertura). A abertura, a partir daí, será uma boa aproximação de um corpo negro teórico e, se a cavidade for vedada, o espectro de radiação da abertura (ou seja, a quantidade de luz emitida pela abertura em cada comprimento de onda) será contínua e dependerá apenas na temperatura e se as paredes são opacas e pelo menos parcialmente absorventes, mas não no material específico de que são feitas, nem no material da cavidade (em comparação com o espectro de emissão ).

Max Planck e Ludwig Boltzmann fizeram contribuições significativas para a compreensão da radiação do corpo negro.

Calcular a curva de corpo negro era um grande desafio em física teórica no final do XIX °  século. O problema foi resolvido em 1901 por Max Planck no formalismo conhecido hoje como lei de Planck da radiação do corpo negro. Ao fazer mudanças na lei da radiação de Wien (não confundir com a lei do deslocamento de Wien ) de acordo com a termodinâmica e o eletromagnetismo, ele encontrou uma expressão matemática adequada aos dados experimentais de forma satisfatória. Para tanto, Planck presumiu que a energia dos osciladores na cavidade fosse quantizada, ou seja, ela existia em múltiplos de números inteiros de uma determinada quantidade. Einstein baseou-se nessa ideia e propôs a quantificação da própria radiação eletromagnética em 1905 para explicar o efeito fotoelétrico . Em última análise, esses avanços teóricos levaram à substituição da teoria do eletromagnetismo clássico pela eletrodinâmica quântica . Esses quanta eram chamados de fótons e acreditava-se que a cavidade do corpo negro continha um gás de fótons. Além disso, isso levou ao desenvolvimento de distribuições de probabilidade quântica, conhecidas como estatística de Fermi-Dirac e estatística de Bose-Einstein , cada uma aplicável a diferentes classes de partículas, férmions e bósons .

O comprimento de onda no qual a radiação é mais forte é dado pela lei do deslocamento de Wien, e a potência total emitida por unidade de área é dada pela lei de Stefan-Boltzmann . Assim, à medida que a temperatura aumenta, a cor do brilho muda de vermelho para amarelo, para branco para azul. Mesmo quando o comprimento de onda máximo muda para ultravioleta, radiação suficiente continua a ser emitida no comprimento de onda azul e o corpo continuará a aparecer azul. Nunca se tornará invisível - na verdade, a radiação da luz visível aumenta monotonamente com a temperatura.

A radiância ou intensidade observada não é função da direção. Portanto, um corpo negro é um radiador Lambertiano perfeito.

Objetos reais nunca se comportam como corpos negros ideais perfeitos, mas emitem radiação em uma determinada frequência que é uma fração da emissão ideal. A emissividade de um material define quanta energia um corpo real irradia em comparação com um corpo negro. Essa emissividade depende de fatores como temperatura, ângulo de emissão e comprimento de onda. No entanto, é normal em engenharia presumir que a emissividade espectral de uma superfície e seu coeficiente de absorção não dependem do comprimento de onda, de modo que a emissividade é uma constante. Isso é conhecido como aproximação do corpo cinza .

Com superfícies não pretas, o desvio do comportamento de um corpo negro ideal é determinado tanto pela estrutura da superfície, como rugosidade ou granulação , quanto pela composição química . Em uma base "por comprimento de onda", objetos reais em um estado de equilíbrio termodinâmico local ainda seguirão a lei da radiação de Kirchhoff: a emissividade é igual à absortividade, de modo que um objeto que não absorve nenhuma luz incidente também emitirá menos radiação do que um corpo negro ideal; a absorção incompleta pode ser devido a parte da luz incidente sendo transmitida através do corpo ou sendo refletida na superfície do corpo.

Formalismo

Lei de planck

A lei de Planck afirma isso.

ou

Lei do deslocamento de Wien

Comparação de diferentes leis de radiação (Rayleigh-Jeans, Wien e Planck). As leis de Planck e Rayleigh-Jeans concordam bem em frequências mais baixas. As leis de Planck e Wien concordam bem em frequências mais altas.

A lei da radiação de Wien caracteriza a dependência da radiação do corpo negro no comprimento de onda. Esta é uma fórmula empírica proposta por Wilhelm Wien , que explica a lei do deslocamento de Wien .

A Lei de Deslocamento de Wien mostra como o espectro da radiação do corpo negro em qualquer temperatura está relacionado ao espectro em qualquer outra temperatura. Se a forma do espectro em uma determinada temperatura for conhecida, é possível calcular a forma em qualquer outra temperatura. A intensidade espectral pode ser expressa em função do comprimento de onda ou frequência.

Uma consequência da lei do deslocamento de Wien é que o comprimento de onda no qual a intensidade por unidade de radiação produzida por um corpo negro atinge o máximo é função apenas da temperatura.

onde b é a constante de deslocamento de Wien. É igual a 2,897 772 9 × 10 −3 K m.

A lei de Planck também estava acima dependendo da frequência. A intensidade máxima é dada por

Lei Stefan-Boltzmann

Gráfico de uma função da energia total emitida por um corpo negro , proporcional à sua temperatura termodinâmica . Em azul, a energia total de acordo com a aproximação da lei de Wien ,

A lei Stefan-Boltzmann indica que a potência emitida por unidade de área da superfície de um corpo negro é diretamente proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta;

onde é a potência total irradiada por unidade de área, T é a temperatura absoluta e σ = 5,67 × 10 -8 W m -2 K -4 é a constante de Stefan-Boltzmann. Isso segue da integração na frequência e no ângulo sólido:

O fator aparece porque consideramos a radiação com uma direção normal à superfície. O ângulo sólido integrado se estende em azimute e mais da metade do ângulo polar :

onde é independente dos ângulos e passa pelo ângulo sólido integrado. Ao inserir a fórmula para , obtemos

não tem unidade. A integral em tem um valor de , o que dá

efeito Doppler

Anisotropia dipolar do fundo difuso cósmico causada pelo efeito Doppler.

O efeito Doppler relativístico causa uma mudança na frequência da luz f vinda de uma fonte móvel em relação a um observador, então observamos uma onda de frequência f ' .

onde v é a velocidade da fonte com um observador em repouso, θ é o ângulo entre o vetor de velocidade e a direção do observador da fonte medida no quadro de referência da fonte e c é a velocidade da luz . Esta equação pode ser simplificada para casos especiais onde o objeto se move paralelamente ao observador ( θ = π ou θ = 0), e para casos onde a velocidade é muito menor que c ( v << c ).

Pela equação de Planck, o espectro de temperatura de um corpo negro é proporcional à frequência da luz e podemos substituir a frequência por temperatura ( T ) nesta equação.

No caso de uma fonte móvel que vai paralela ao observador, podemos reduzir a equação para

Onde v > 0 indica que a fonte está se afastando e v <0 indica que a fonte está se aproximando.

Este é um efeito importante na astronomia, onde as velocidades das estrelas e galáxias podem atingir grandes frações de c . Um exemplo é encontrado na radiação cósmica de fundo difusa , que exibe anisotropia dipolar do movimento da Terra em relação a este campo de radiação de corpo negro.

Aplicações astronômicas

Na astronomia , vários corpos emitem espectros semelhantes aos emitidos por corpos negros. Primeiro, objetos como estrelas são frequentemente vistos como corpos negros, embora esta seja uma aproximação pobre. Então, o fundo difuso cosmológico ilustra um espectro de corpo negro quase perfeito. Finalmente, a radiação Hawking, uma radiação hipotética emitida por buracos negros, tem uma temperatura que depende da massa, carga e rotação do buraco.

Relação de temperatura entre um planeta e sua estrela

Ondas térmicas da Terra, vindas das nuvens, da atmosfera e do solo.

A Terra tem apenas uma área de absorção igual a um disco bidimensional, ao invés da superfície de uma esfera.

A lei da radiação de corpo negro pode ser usada para estimar a temperatura de um planeta orbitando o sol.

A temperatura do planeta depende de vários fatores:

• Os raios incidentes da estrela,
• A radiação emitida pelo planeta,
• O efeito albedo , que faz com que parte da luz seja refletida pelo planeta.
• O efeito estufa (para planetas com atmosfera),
• A energia gerada internamente por um planeta devido a vários fenômenos como decadência radioativa , aquecimento por efeito de maré e contração adiabática por resfriamento .

A análise a seguir considera o caso de um planeta do Sistema Solar.

A lei Stefan-Boltzmann dá a potência total (energia / segundo) emitida pelo Sol:

ou

O Sol irradia esse poder em todas as direções. Assim, essa energia é dispersa ao longo da superfície de uma esfera e apenas uma pequena parte da radiação é captada pelo planeta. O poder do Sol atingindo o planeta (no topo da atmosfera) é, portanto:

ou

Devido à sua alta temperatura, o Sol emite em grande parte no ultravioleta e no visível (UV-Vis). Nesta faixa de frequência, o planeta reflete uma fração dessa energia, que corresponde ao albedo do planeta na faixa de UV-Vis. Em outras palavras, o planeta absorve uma fração da luz solar e reflete o resto. A potência absorvida pelo planeta e sua atmosfera é então:

Mesmo que o planeta absorva apenas uma área circular da energia emitida pelo Sol, ele emite em todas as direções como uma esfera. Se o planeta fosse um corpo negro perfeito, ele emitiria de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann.

onde está a temperatura do planeta. Essa temperatura, calculada para o caso do planeta agindo como um corpo negro por configuração , é conhecida como temperatura efetiva. A temperatura real do planeta provavelmente será diferente, dependendo de sua superfície e propriedades atmosféricas. Independentemente da atmosfera e do efeito estufa, o planeta, por se encontrar em uma temperatura muito inferior à do Sol, emite principalmente na parte infravermelha (IR) do espectro. Nessa faixa de frequência, ele emite radiação que um corpo negro emitiria, que é a emissividade média na faixa do infravermelho. A potência emitida pelo planeta é então:

Para um corpo em equilíbrio de troca radiativa com seu ambiente, a velocidade com que ele emite energia radiante é igual à velocidade com que ele a absorve:

Substituindo as expressões para energia solar e do planeta nas equações 1-6 e simplificando o retorno estimado da temperatura do planeta, ignorando o efeito estufa, obtemos Tp  :

Em outras palavras, levando em consideração as suposições feitas, a temperatura de um planeta depende apenas da temperatura da superfície do Sol, do raio do Sol, da distância entre o planeta e do Sol, do albedo e da emissividade de o planeta.

Temperatura da terra

Substituindo os valores medidos pelos rendimentos do Sol e da Terra, obtemos:

Com a emissividade média na unidade, a temperatura efetiva da Terra é:

ou -18,8 ° C.

Esta é a temperatura da Terra se ela irradiasse como um corpo preto perfeito no infravermelho, ignorando o efeito estufa (que pode elevar a temperatura da superfície de um corpo mais alto do que seria se fosse um corpo preto perfeito em todos os espectros), e assumindo um albedo imutável. A Terra, de fato, não irradia exatamente no infravermelho como um corpo negro perfeito, o que elevará a temperatura estimada alguns graus acima da temperatura efetiva.

Para estimar a temperatura da Terra se ela não tivesse atmosfera, podemos tomar o albedo e a emissividade da Lua como uma boa estimativa, que estão em torno de 0,1054 e 0,95 Modelo: Fonte a ser confirmada , respectivamente, dando uma temperatura estimada de cerca de 1,36 ° C.

As estimativas do albedo médio da Terra variam na faixa de 0,3-0,4, resultando em diferentes temperaturas efetivas estimadas. As estimativas costumam ser baseadas na constante solar, e não na temperatura, tamanho e distância do sol. Por exemplo, usando 0,4 como albedo e uma potência de 1400 W m -2 , obtemos uma temperatura efetiva de cerca de 245 K. Da mesma forma, usando um albedo de 0,3 e uma insolação de 1372 W m -2 dá uma temperatura efetiva de 255 K .

Cosmologia

O fundo cósmico difuso observado hoje é a radiação de corpo negro mais perfeita já observada na natureza, com uma temperatura em torno de 2,7 K. Foi emitida na época do desacoplamento entre a matéria e a radiação no universo primitivo. Antes dessa época, a maior parte da matéria do Universo estava na forma de plasma em equilíbrio térmico.

De acordo com Kondepudi e Prigogine, em uma temperatura muito alta (acima de 10 10  K), onde o movimento térmico separa prótons de nêutrons apesar da forte interação , pares elétron-pósitron espontaneamente aparecem e desaparecem e estão em equilíbrio térmico com radiação eletromagnética. Essas partículas fazem parte do espectro do corpo negro, além da radiação eletromagnética.

Notas e referências

Notas

1. ↑ Os comprimentos de onda mostrados referem-se ao caso ideal do corpo negro em equilíbrio. Apenas o Sol corresponde aqui a esta definição.
2. ↑ Equipes de pesquisa atribuem temperaturas cada vez mais baixas e quase zero absoluto aos elementos da matéria , sem nunca poder alcançá-los. E mesmo se os pesquisadores conseguissem extrair toda a energia cinética da matéria, ainda haveria agitação quântica que não pode ser eliminada. Essa energia residual é chamada de energia quântica em zero (em inglês: Zero Point Energy , ou ZPE) ou Energia do vácuo .
3. ↑ O comprimento de onda de emissão de pico em 2,89777  m corresponde a uma frequência de 103,456  MHz .
4. ↑ O comprimento de onda de emissão de pico em 1,063  mm corresponde a uma frequência de 160  GHz .

Referências

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17. ↑ O valor de 350  MK é a temperatura máxima atingida na chamada configuração Teller - Ulam ( bomba H ). Nas bombas de fissão (bomba atômica), as temperaturas máximas são da ordem de 50  MK a 100  MK . Consulte as Perguntas frequentes sobre armas nucleares, 3.2.5 são importantes em altas temperaturas.
18. ↑ Temperatura no centro de uma estrela massiva (> 8 a 11 massas solares) depois que ela deixa a sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell e começa as reações alfa (que duram cerca de um dia). Durante estes, o Silício-28 se funde em elementos mais pesados ​​de acordo com a sequência: silício-28 → enxofre - 32 → argônio - 36 → cálcio - 40 → titânio - 44 → cromo - 48 → ferro - 52 → níquel - 56. No final da sequência, em poucos minutos, a estrela explode em uma supernova Tipo II. Veja: Arthur Holland e Mark Williams (Universidade de Michigan) Evolução estelar: A vida e a morte de nossos vizinhos luminosos . Outras informações: aqui e "  aqui  " ( Arquivo • Wikiwix • Archive.is • Google • O que fazer? ) (Acessado em 24 de setembro de 2017 ) . Um breve relato da vida das estrelas pela NASA pode ser encontrado aqui .
19. ↑ Valor baseado em um modelo teórico que prevê uma temperatura interna máxima de 30  MeV ( 350  GK ) durante a fusão de um sistema estelar binário com nêutrons de 1,2 e 1,6 massa solar, respectivamente. As duas estrelas têm aproximadamente 20 km de diâmetro  e orbitam seu centro de massa comum a uma frequência de cerca de 390  Hz durante os últimos milissegundos de vida do sistema. O material aquecido a 350  GK é, no coração do sistema, um pequeno volume de 1 a 7  km de diâmetro que permanece cerca de 5  ms . Veja: Torus Formation in Neutron Star Mergers and Well-Localized Short Gamma-Ray Bursts , R. Oechslin et al  ; Instituto Max Planck de Astrofísica  ; veja também este Documento da Universidade Cornell. Baixe o documento (PDF 725  kB . Para visualizar um resumo das pesquisas sobre o assunto, consulte: aqui .
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21. ↑ Resultados da pesquisa de Stefan Bathe usando o detector PHENIX instalado no Relativistic Heavy Ion Collider no Brookhaven National Laboratory (em Upton , Long Island , perto de Nova York ). S. Bathe experimentou colisões de ouro-ouro, deutério-ouro e próton-próton para verificar as previsões da cromodinâmica quântica sobre a interação forte .
22. ↑ Veja: Como os físicos estudam as partículas? pelo CERN .
23. ↑ A frequência de Planck é 1,854 87 (14) × 10 43  Hz (valor recíproco do tempo de Planck). Na frequência de Planck, os fótons têm um comprimento de onda igual ao comprimento de Planck (1,616 252 × 10 −35  m ). A temperatura de Planck (1,416 79 (11) × 10 32  K ) corresponde ao comprimento de onda calculado b  / T  = λ max de 2,045 31 (16) × 10 −35  m . No entanto, o comprimento de onda do pico de emitância pode ser quantificado no comprimento de Planck (1,616 252 × 10 −35  m ).
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• (fr) Este artigo foi retirado parcial ou totalmente de um artigo da Wikipedia em inglês intitulado "  Black-body radiation  " ( veja a lista de autores ) .

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Veja também

Artigos relacionados

• Bolômetro
• Corpo negro
• Lei de planck
• Lei Rayleigh-Jeans
• Temperatura de cor
• Termografia
• Termômetro infravermelho

links externos

• Curva de radiação em media4.obspm.fr.

Quando a temperatura de um corpo negro aumenta o comprimento de onda do máximo de intensidade diminui?

Quando a temperatura de um corpo negro aumenta?

Qual o efeito do aumento de temperatura do corpo negro na intensidade de luz emitida?

O que ocorre com o comprimento de onda emitido no ponto de máxima intensidade de radiação quando a temperatura de Emissão da radiação aumenta?