Физические законы в тепловизионной диагностике

При изучении законов теплового излучения используют модельную систему, в которой распределение энергии между телом и излучением остается неизменным для каждой длины волны (или частоты). Такое состояние системы «тело – излучение» называется равновесным.

Энергетической светимостью тела R называется поток энергии, испускаемый единицей поверхности тела по всем направлениям. Введем такие характеристики излучения, как r(ω,Т)–испускательная способность тела, а (ω, Т) – поглощательная способность тела. В 1860 г. Густав Кирхгоф, один из первых исследователей теплового излучения <ref.v</ref>, сумел доказать, что отношение испускательной и поглощательной способностей тела не зависит от его природы, а является для всех тел одной и той же (универсальной) функцией частоты и температуры.

(r/а)1 =(r/а)2=(r/а)n=f(ω,Т)

Одно из основных понятий теплового излучения – абсолютно черное тело ^[1]. Т.е. тело, которое поглощает всю, падающую на него энергию, ни сколько энергии не отражает, а только излучает. Теоретическое объяснение законов излучения абсолютно черного тела имело огромное значение в истории физики – именно оно привело к понятию о квантах энергии.

Абсолютно черных тел в природе не существует. Есть вещества (например, сажа или платиновая чернь), поглощательная способность которых близка к единице, но только в некоторых частотах. Однако можно создать устройство, сколь угодно близкое по своим свойствам к абсолютно черному телу. Это почти замкнутая полость с маленьким отверстием. Излучение, проникшее внутрь через отверстие, прежде чем выйти обратно, претерпевает многократные отражения. При каждом отражении часть энергии поглощается, в результате чего почти все излучение любой частоты поглощается ^[2] такой полостью. Исследование равновесного теплового излучения и поиск универсальной функции f(ω,Т) выступил на первый план в работах физиков конца XIX века.

К этим исследованиям относятся работы Стефана и Больцмана, Рэлея и Джинса, Вина (классическая теория излучения) и Планка (квантовая).

В 1879 г. Йозеф Стефан, основываясь на экспериментах, решил, что энергетическая светимость любого тела пропорциональна четвертой степени температуры. Однако через несколько лет Больцман доказал, что это утверждение справедливо только для абсолютно черных тел. Найденная ими зависимость получила названия закона Стефана-Больцмана. R ч.т. = ∫ f (ω,T)•dω = σ•Т4 ,где σ экспериментально найденная константа(σ=5,670•10-8(Вт/м²•К))

Вили Вин нашел зависимость температуры абсолютно черного тела от максимума спектра излучения (λ max). Оказалось, что с повышением температуры возрастает общая энергия излучения, а максимум спектра излучения смещается в область меньших длин волн. Вин также занимался поиском функции спектрального распределения f(ω,Т) и нашел, что она должна иметь следующий вид:

f(ω,T) = ω³F(ω/Т), где F – некоторая функция отношения частоты к температуре. 19 октября 1900 года на заседании физического общества в Берлине Макс Планк предложил свою формулу.

Тогда он нашел ее полуэмпирическим путем, и только в процессе ее теоретического обоснования обнаружил, что это уравнение справедливо только при допущении, что энергия может излучаться и поглощаться не непрерывно, а лишь в известных неделимых порциях – квантах (квант энергии – «ε»; ε = ћω, где ћ – постояннаяћ=1,0546•10-3 Дж•с).

Используемые источники

1. ↑ Ливенцев Н.М. Курс физики. - М.: Высшая школа, 1978. – 335с.
2. ↑ Трофимова Т.И. Курс физики. – М.: Высшая школа, 1997. – 292с.