درجة حرارة السطوع

درجة حرارة السطوعقالب: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.

بالنسبة للجسم الأسود، فإن قانون بلانك يعطي:

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

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 $\nu +d\nu$; $T$هي 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 $ϵ$. وهذا يعني أن العلاقة تبادلية مع درجة حرارة السطوع:::$T_b^{-1}=\frac{k}{h\nu }\text{ln}[1+\frac{e^{\frac{h\nu }{kT}}-1}{ϵ}]$

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

$I_{\nu }=\frac{2{\nu }^{2}kT}{c^2}$

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

$T_b=ϵT$

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

• قارن مع درجة حرارة لونية ودرجة حرارة الفعالة.