Warning, /education/kstars/po/pl/docs/kstars/blackbody.docbook is written in an unsupported language. File is not indexed.

 <sect1 id="ai-blackbody">
 
 <sect1info>
 
 <author
 ><firstname
 >Jasem</firstname
 > <surname
 >Mutlaq</surname
 > <affiliation
 ><address>
 </address
 ></affiliation>
 </author>
 </sect1info>
 
 <title
 >Promieniowanie ciała doskonale czarnego</title>
 <indexterm
 ><primary
 >Promieniowanie ciała doskonale czarnego</primary>
 <seealso
 >Barwy gwiazd i ich temperatury</seealso>
 </indexterm>
 
 <para
 >Termin <firstterm
 >ciało czarne</firstterm
 > odnosi się do ciemnego obiektu emitującego <firstterm
 >promieniowanie termiczne</firstterm
 >. Idealne ciało czarne to takie, które pochłania całe padające światło, nie odbija go nawet w najmniejszym stopniu. W temperaturze pokojowej takie ciało miałoby kolor idealnie czarny (stąd nazwa <emphasis
 >ciało doskonale czarne</emphasis
 >). Jednakże podgrzane do wysokiej temperatury ciało doskonale czarne zaczyna emitować <firstterm
 >promieniowanie termiczne</firstterm
 >. </para>
 
 <para
 >W rzeczywistości wszystkie obiekty niebieskie emitują promieniowanie termiczne (pod warunkiem, że ich temperatura jest powyżej zera bezwzględnego lub -273,15 stopni Celsjusza), ale żaden z obiektów nie emituje promieniowania idealnie; obiekty emitują/pochłaniają niektóre długości fali świetlnej bardziej niż inne. Takie nierówna efektywność utrudnia studiowanie wzajemnego oddziaływaniaświatła, ciepła i materii przy użyciu normalnych obiektów. </para>
 
 <para
 >Na szczęście istnieje możliwość budowy prawie idealnego ciała czarnego. Należy zastosować skrzynkę z materiału przewodzącego ciepło, takiego jak metal. Skrzynka powinna być szczelnie zamknięta ze wszystkich stron tak, by wnętrze było przestrzenią, do której nie wpada żadne światło z otoczenia. Następnie należy wykonać małą dziurkę gdzieś w skrzynce. Światło wychodzące z tej dziury będzie niemalże idealnie przypominać światło z idealnego ciała czarnego dla temparatury powietrza wewnątrz skrzynki. </para>
 
 <para
 >Na początku XX wieku naukowcy Lord Rayleigh i Max Planck (między innymi) badali promieniowanie ciała doskonale czarnego przy użyciu takiego urządzenia. Po długich badaniach Planck był w stanie empirycznie opisać intensywność światła emitowanego przez ciało czarne w funkcji długości fali. Co więcej, potrafił on opisać, jak będzie się zmieniać widmo po zmianie temperatury. Prace Plancka nad promieniowaniem ciała czarnego są jedną z dziedzin fizyki prowadzącą do powstania wspaniałej nauki: mechaniki kwantowej, ale jest to niestety poza zakresem tego artykułu. </para>
 
 <para
 >Planck i inni odkryli, że przy wzroście temperatury ciała doskonale czarnego całkowita ilość światła emitowanego w czasie jednej sekundy wzrasta. Wierzchołki rozkładu długości fali na wykresie widmowym przesuwają się w stronę kolorów niebieskich (zobacz Rysunek 1). </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
 <imageobject>
 <imagedata fileref="blackbody.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 <caption
 ><para
 ><phrase
 >Rysunek 1</phrase
 ></para
 ></caption>
 </mediaobject>
 </para>
 
 <para
 >Na przykład, sztabka żelaza po podgrzaniu do wysokiej temperatury staje się pomarańczowo-czerwona. Jej kolor stopniowo przesuwa się w stronę niebieskiego i białego przy dalszym ogrzewaniu. </para>
 
 <para
 >W 1893 w Niemczech fizyk Wilhelm Wien określił relacje pomiędzy temperaturą ciała doskonale czarnego i długością fali szczytu na wykresie widmowym następującym równaniem: </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
 <imageobject>
 <imagedata fileref="lambda_max.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
 <para
 >gdzie T jest temperarurą w stopniach w skali Kelwina. Prawo Wiena (znane także jako prawo zamiany Wiena) mówi, że długość fali maksymalnej emisji z ciała doskonale czarnego jest odwrotnie proporcjonalna do jego temperatury. Oznacza to, że krótsza długość fali (większa częstotliwość) światła odpowiada większej energii fotonów, czego można spodziewać się po obiektach o wyższej temperaturze. </para>
 
 <para
 >Przykład: Słońce ma średnią temperaturę 5800 K, czyli maksymalna emisja ma miejsce na następującej długości fali: <mediaobject
 > <imageobject>
 <imagedata fileref="lambda_ex.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
 <para
 >Ta długość fali należy do zielonych barw widma światła widzialnego, ale Słońce emituje fotony na o długości fali: zarówno dłuższej jak i krótszej niż lambda(max) i ludzkie oko odbiera kolor Słońca jako żółty/biały. </para>
 
 <para
 >W 1879 austriacki fizyk Stephan Josef Stefan pokazał, że jasność L ciała doskonale czarnego jest proporcjonalna do czwartej potęgi jego temperatury T. </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
 <imageobject>
 <imagedata fileref="luminosity.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
 <para
 >gdzie A jest powierzchnią, alfa jest stałą proporcjonalności, a T jest temperaturą w skali Kelwina. Gdy dwukrotnie zwiększymy temperaturę (np. ze 1000 K na 2000 K), to wtedy całkowita energia promieniowania ciała doskonale czarnego wzrasta o współczynnik 2^4, czyli 16. </para>
 
 <para
 >Pięć lat później austriacki fizyk Ludwig Boltzman wyprowadził to samo równanie, znane obecnie jako prawo Stefana-Boltzmana. Jeżeli przyjmiemy, że promieńgwiazdy wynosi R, wtedy jasność tego ciała wynosi: </para>
 
 <para>
 <mediaobject>
 <imageobject>
 <imagedata fileref="luminosity_ex.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
 <para
 >gdzie R jest promieniem gwiazdy w cm, a alfa jest stałą Stefana-Boltzmana, która  ma wartość: <mediaobject
 > <imageobject>
 <imagedata fileref="alpha.png" format="PNG"/>
 </imageobject>
 </mediaobject>
 </para>
 
 </sect1>