Il concetto di corpo nero si riferisce a un corpo immaginario che assorbe completamente la radiazione elettromagnetica, senza rifletterla. Si tratta di un perfetto assorbitore ed emettitore di radiazioni di diverse lunghezze d’onda. Questo tipo di corpo possiede tre proprietà fondamentali:
– Emissione massima: un corpo nero emette la maggiore quantità di radiazione a una determinata temperatura e lunghezza d’onda.
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– Dipendenza dalla temperatura: la quantità totale di radiazione emessa dal corpo nero nel vuoto dipende esclusivamente dalla sua temperatura.
A temperature elevate, il corpo nero emette uno spettro di radiazioni che copre l’intero spettro visibile, apparendo quindi di colore bianco, simile a quanto avviene con il Sole.
Leggi della radiazione del corpo nero
Le caratteristiche della radiazione di corpo nero possono essere descritte attraverso diverse leggi:
Legge di Planck
La legge della radiazione di Planck, formulata da Max Planck nel 1900, spiega come l’energia spettrale della radiazione emessa da un corpo nero sia distribuita. Planck considerò che l’energia vibrazionale degli oscillatori avesse valori discreti, e che il cambiamento di energia fosse proporzionale alla frequenza della radiazione, determinando così la costante di Planck. La lunghezza d’onda della radiazione emessa è inversamente proporzionale alla sua frequenza, con la costante di Planck pari a 6.62607015 x 10^-34 joule∙secondo.
Legge di Wien
La legge di Wien fornisce una relazione tra la lunghezza d’onda della radiazione emessa da un corpo nero e la sua temperatura. Essa stabilisce che la temperatura è inversamente proporzionale alla lunghezza d’onda alla quale si ha la massima intensità di radiazione, la quale aumenta linearmente con la temperatura assoluta.
Legge di Stefan-Boltzmann
La legge di Stefan-Boltzmann, proposta da Josef Stefan nel 1879, descrive il flusso totale di energia irradiata da un corpo nero in funzione della sua temperatura assoluta. Questa legge fornisce importanti informazioni sul calore emesso da un corpo nero in relazione alla sua temperatura.
In conclusione, le leggi che regolano la radiazione emessa da un corpo nero sono fondamentali per comprendere i meccanismi che regolano l’emissione e l’assorbimento di radiazione elettromagnetica in fisica.
Legge di Stefan-Boltzmann: una formula fondamentale in fisica
La legge di Stefan-Boltzmann, sperimentale e derivata nel 1884 dal fisico austriaco Ludwig Boltzmann, è un principio importante che mette in relazione l’energia totale emessa con la temperatura assoluta di un corpo. Questa legge afferma che l’emittanza di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura assoluta, e si esprime attraverso la formula q = σ · T^4, dove q rappresenta l’emittanza termica in W·m^-2, σ è la costante di Stefan-Boltzmann pari a 5.67 · 10^-8 W·m^-2·K^-4, e T indica la temperatura assoluta.
Curve di radiazione di un corpo nero
Le curve di radiazione di un corpo nero seguono la legge di Planck, mostrando una forma complessa dove ad una temperatura specifica corrisponde una lunghezza d’onda di picco specifica, e viceversa. Un aumento della temperatura del corpo nero porta ad una diminuzione della lunghezza d’onda di picco, come indicato dalla legge di Wien. L’intensità a tutte le lunghezze d’onda aumenta con la temperatura, e di conseguenza, l’energia totale irradiata, rappresentata dall’area sottostante la curva, cresce rapidamente all’aumentare della temperatura, come sancito dalla legge di Stefan-Boltzmann.
Sebbene l’intensità possa variare a diverse lunghezze d’onda, con un aumento della temperatura del corpo nero, l’energia è emessa teoricamente a tutte le lunghezze d’onda, senza mai raggiungere lo zero. Le curve di radiazione del corpo nero mantengono sempre una certa emissione energetica, indipendentemente dalla temperatura.
Per ulteriori approfondimenti sulla legge di Stefan-Boltzmann e sulle proprietà dei corpi neri, consultare risorse specializzate in fisica e chimica.
