تابش جسم سیاه
تابش جسم سیاه (به انگلیسی: Black-body radiation) یک تابش الکترومغناطیسی حرارتی در جسم یا اطراف آن در حالت تعادل ترمودینامیکی با محیط آن است که توسط یک جسم سیاه (یک بدنه مات و غیر منعکس کنندهٔ ایده‌آل) منتشر می‌شود. این تابش، طیف تابشی ویژهٔ خود را در طول موج () دارد، که به‌طور معکوس با شدت آن وابسته است که آن هم تنها به دمای جسم بستگی دارد. در تئوری و نظریه‌ها به خاطر ساده و یکنواخت نگهداشتن محاسبه‌ها دما یکنواخت و ثابت فرض شده‌است.[۱][۲][۳][۴]
تابش حرارتی که به‌طور خودبه‌خود توسط بسیاری از اشیاء معمولی ساطع می‌شود، می‌تواند به عنوان تابش جسم سیاه تقریبی شود. محفظه‌ای کاملاً عایق که در داخل تعادل حرارتی قرار دارد، حاوی اشعه بدن سیاه است و از طریق سوراخی که در دیواره آن ساخته شده‌است، آن را منتشر می‌کند، به شرط اینکه سوراخ به اندازه کافی کوچک باشد تا تأثیر ناچیزی بر تعادل داشته‌باشد.
جسم سیاه از این جهت در دمای اتاق سیاه به نظر می‌رسد، که بیشترین انرژی تابشی که از آن منتشر می‌شود در طیف فروسرخ قرار دارد و برای چشم انسان دیدنی نیست. از آنجا که چشم انسان نمی‌تواند امواج نوری زیر فرکانس قابل مشاهده را حس کند، جسم سیاه را در تاریکی با کمترین درجه حرارت، با زحمت مشاهده می‌کند و به‌طور ذهنی به نظر می‌رسد که خاکستری باشد؛ حتی اگر در واقع اوج طیف جسم مورد نظر در محدودهٔ فروسرخ باشد.[۵]این جسم وقتی کمی داغ‌تر شود، به رنگ قرمز کم‌رنگ به نظر می‌رسد. با افزایش بیشتر دمای جسم، رنگ آن به رنگ زرد، سفید و در نهایت آبی-سفید دیده می‌شود.
هرچند که سیاره‌ها و ستارگان، نه با محیط اطراف خود در حالت تعادل ترمودینامیکی هستند و نه کاملاً جسم‌هایی مات و غیر بازتاب دهندهٔ ایده‌آل هستند، اما همان اندازه‌گیری تابشی جسم سیاه به عنوان نخستین تقریب انرژی تابشی آن‌ها استفاده می‌شود.[۶] سیاه‌چاله‌ها بدن‌های تقریباً بی‌نقص هستند؛ به این معنا که تمام تابش‌های را که به آن‌ها می‌رسد، جذب می‌کنند. پیشنهاد شده که آن‌ها از خود تابش جسم سیاهی (به نام تابش هاوکینگ) منتشر می‌کنند، با دمایی که به جرم سیاهچاله بستگی دارد.[۷]
اصطلاح جسم سیاه توسط گوستاو کیرشهف در سال ۱۸۶۰ معرفی شد.[۸] به تابش جسم سیاه؛ «تابش حرارتی»، «تابش حفره»، «تابش کامل» یا «تابش دما» نیز گفته می‌شود.
جستارهای وابسته ویرایش
منابع ویرایش
- ↑ (Loudon 2000), Chapter 1.
- ↑ (Mandel و Wolf 1995), Chapter 13.
- ↑ (Kondepudi و Prigogine 1998), Chapter 11.
- ↑ (Landsberg 1990), Chapter 13.
- ↑ Partington, J.R. (1949), p. 466.
- ↑ Ian Morison (2008). Introduction to Astronomy and Cosmology. J Wiley & Sons. p. 48. ISBN 0-470-03333-9.
- ↑ Alessandro Fabbri; José Navarro-Salas (2005). "Chapter 1: Introduction". Modeling black hole evaporation. Imperial College Press. ISBN 1-86094-527-9.
- ↑ From (Kirchhoff, 1860) (Annalen der Physik und Chemie), p. 277: "Der Beweis, welcher für die ausgesprochene Behauptung hier gegeben werden soll, … vollkommen schwarze, oder kürzer schwarze, nennen." (The proof, which shall be given here for the proposition stated [above], rests on the assumption that bodies are conceivable which in the case of infinitely small thicknesses, completely absorb all rays that fall on them, thus [they] neither reflect nor transmit rays. I will call such bodies "completely black [bodies]" or more briefly "black [bodies]".) See also (Kirchhoff, 1860) (Philosophical Magazine), p. 2.
- مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Black-body radiation». در دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی، بازبینی‌شده در ۴ دسامبر ۲۰۱۹.
 | این یک مقالهٔ خرد است. می‌توانید با گسترش آن به ویکی‌پدیا کمک کنید. |