Сәулеленудің кванттық табиғаты

Пән: Физика
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 11 бет
Таңдаулыға:

Жоспар

Сәулеленудің кванттық табиғаты
Стефан-Вольцман және Вин заңдары
Жарықфың кванттық теориясының пайда болуы
Оптикалық пирометрия

Денелердің қыздырған кезде жарық шығаруын температуралық жарық немесе жылулық сәулелену деп атаймыз. Температуралық жарықтың тепе-тендік сипатын дененің сәуле шығару нәтижесінде энергиясы қаңша кемісе, өзі жүтқан сәулелік энергия мөлшері де сондай болумен түсіндіруге болады. Сөйтіп, жылульщ сәуле-лену үшін тепе-тендік күй өзінен-өзі орнауы керек. Сонда дене не аз, не көп энергия жұтқан жағдайларда шығарылатын сәуле интенсивтігі күшеюі немесе бәсеңдеуі нәтижесінде жүйе қайтадан бүрынғы күйіне оралады да, тепе-теңдік орнықты болады.

Мысалы, қабырғалары жылу өткізбейтін бос қуыс ішінде температурасы әр түрлі бірнеше дене болып, олардың бірінен-біріне жылу тек сәуле арқылы ауысатын болса, онда біраз уақыт өткен соң сәуле шығару жане сәуле жүтылу нәтижесінде олардың температуралары теңеледі, сөйтіп жылулық тепе-теңцік күйге түседі. Сонымен белгілі бір температурада сәулелік энергия үздіксіз шығарылып және күтылып отырады, сондай-ақ сәулелік энергия шығару және жүтылу қабілеттері бір~біріне байланысты болады.

Дененің бетінен бірлік уақытта шығарылатын сәулелік энергия мөлшері дененің сәуле шығарғыштық қабілеті немесе энергетикальщ жарқыраушн деп аталады. Егер дененің сәуле шығарғыштық қабілеті (αλ) спектрлік аралықтың бір алқабына есептелінсе, оны дененің спектірлік сәуле шығағыштық қабілеті r ² деп атайды. Сөйтіп дененің сәуле шығарғыштық қабілеті мынаған тең:

(1)

Егер дене мөлдір болмаса, онда дене бетіне түскен сәулелік энергияның біраз бөлігі жұтылады. Осы нұтылған энергияның түскен энергияға қатынасы дегенің сәүле жыттқыншық қабілеті деп аталады. Демеқ бұл шама түскен сәулелік энергияның қандай бөлігі жұтылғанын көрсетеді. Сонда толқындар ұзындығы _λ және λ+αλ аралығындағы сәулелер энергиясыкың белгілі текмературада дененің беті жұтқан бөлігін көрсететін ш шама деңенің спектірлік сәуле жұтқыштық кабілеті λ _λ деп аталады.

Егер дене бетіне түскен сәулелік энергияны талғамай толық жұтатын болса, онда ондай дене абсолют қара дене деп аталады. Осындай дененің сәуле жұтқыштық қабілеті бірге тең. Ал абсолют қара дененің толық сәуле шығарғыштық қабілетін формула арқылы табуға болады, Ондағы λ _λ абсолют қара дененің спектрлік сауле шығарғыштық қабілеті, ол сәуленің толқын ұзындығы мек температураеы Т-ға тауелді болады, яғни:

(2)

Неміс ғалымы Кирхгоф жылы термодянамика задарына сүйеніп, дененің сәуле шығарғыштық қабілетінің r сәуле жұтқыштық қабілетіне (λ _λ ) қатыкасы дененің табиғатка байланысты болмай, барлық денелерге бірдей, сәуленің толқын ұзындығы λ мен температурасына тәуелді әмбебап функция болады деген қорытынды жасады, яғни:

(3)

Осы қағида Кирхгоф заңы деп аталады

Жылулық сәулелену теориясы үшін абсолют қара дененің сауле шығарғыштық қабілетін біле отырып, қара емес денелердің де сәөуле шығарғыштығын анықтауға болады.

Табиғатта толқын ұзыкдығына байланыссыз барлық сәулелерді түгел жұтатын абсолют қара дене кездеспейді. Сондықтан практикада дененің сәуле жұткыштық қабілеті деп бірге тең болмай, 0‹ λ ‹ λ болады.

Енді осы сауле жүтңыштың қабілетінің 0°С температураға сәйкес кейбір дейелер үшін мәндерін мьша кесте арңылы көрсетейік:

кесте

Денелер түрлері: Денелер түрлері

λ: λ

Денелер түрлері: Денелер түрлері

λ: λ

Денелер түрлері:

Ақ қағаз Жылтыр алюминий

Хром

Никель

λ:

0, 25 0, 35

0, 33 0, 42

Денелер түрлері:

Мұа

Су

Қара күйе

Қара барқыт

λ:

0, 64

0, 67

0, 98

0, 99

Кестеден абсолют қара дене деп, есептелетін қара күйе

мен барқыттың өздері де керінетін жарыңтың 0, 99-дай үлесін

ғана жұтатьшын байқауға болады. Сондыңтан адамдар ңыста жылы

болу үшін қара түсті , жазда салңын болу үшін ақ түсті киімдер киеді.

Абсолют қара дене рөлін атқара алатын денені қолдан жасауға болады, мысалы кішкене тесігі бар үлкен қуыс денені абсолют қара дене деп қарастыруға болады.

Осындай қуыстың ішіне енген сәуле қайтң сыртңа шыққанша оның қабырғасының ішкі бетінен сан рет шағылып, сәуле ең соңында толығымен «жұтылады да, қуыс дененің кішкене тесігі абсолют қарадене қызметін атқарады.

Стефан-Вольцман және Вин заңдары

Абсолют қара дененің сәуле шығарғыштық қабілеті оның температурасы жоғарылаған сайьш күшейе түседі. Яғни, температура жоғарылағакда дененің жарңырауы да күшейіп, одан шығатьш сәуленің түсі де өзгереді. Олай болса, белгілі бір температурада абсолют қара дененің әр түрлі толқын ұзындығына на сәйкес салыстырма сәуле шығарғьштың қабілетін әксперименттік қисыңтарынан байқауға болады.

Өте жоғары температурада дене қатты қызып, оның түсі қызғылт болады, кейінірек температура одан ары жоғарылағанда түсі бірте-бірте ақ түске айналады. Сөйтіп әрбір қисықтың максимумы температура артқан сайын қысқа толқындар алқабына қарай ығыса бастайды. Ол дене температурасы төмен болса, онда қисықтың -максимум мәндері ұзын толқындар алқабына қарай ығысып, дене инфрақызыл сәулелерді шығарар еді. Міне, осыдан жылулық сәулеленудің теориясын тереңтрек зерттеу қажет бодды.

Абсолют қара дененің сәулет шығару қисығын сан жағынан зерттеудің нәтижесінде мынадай заңдылықтар ашылған болатын.

Абсолют қара дененің толық жарқырауы R оның төрт дәрежеленген абсолют температурасына пропорционал болады, яғни

(4)

мұндағы Стефан-Больцман тұрақтысы.

Австрия физигі И. Стефан (1835-1893) 1879 жылы эксперименттердің нәтижелерін зерттей келе және Л. Больцман 1884 жылы термодинамикалық әдісті қолданып теория жүзінде бір-біріне тәуелсіз абсолют қара дененің сәуле шығарғыштық қабілетінің' температураға тәуелділігін анықтады. Сондыктан формула Стефан-Больцман заңы деп аталады. Осы занды пайдаланып абсолют қара дененің бетінен бірлік уақытта шығарылатын сәулелік энергия мөлшерін есептеп табуға болады. 1877 жылы неміс физигі В. Вин (1864-1928) термодинамика және электродинамика заңдарына сүйене отырып жоғарыда айтылған функциясының максимум мәніне сәйкес келетін λ _мах толқын ұзындығының температураға тәуелділік заңдылыгын ашты. Сонда абсолют қара дененің спектрлік сәуле шығарғыштық қабілетінің максимал мәніне сәйкес келетін толқын ұзындығы λ _мах оның(Т) абсолют температурасына кері пропорционал болады, яғни:

(5)

мұндағы С = 2, 9-І0 ^-3 м-К тәжірибемен табылған Вин тұрақтысы.

Сондықтан сәулелік энергияның максимум шамасы толқын ұзындығьша сәйкес ығысып отыратындықтан өрнекті Биннід деп атайды Егер температура өсетін болса, онда энергияның максимум шамасы толқьш ұзындығының қысқа жағына қарай (УК-аймаққа) , ал температура төмендейтін болса, толқын ұзындығының ұзару жағына қарай (УҚ-аймаққа ығысатын болады. Вин заңының негізінде сәуле шығаратын дегелешің өте жоғары температураларын өлшеу әдісі табылды. Ол үшін арнайы приборлар арқылы максимал өнергияға, сәйкес толқын ұяындығын біле отырып, формула арқылы температурасын анықтайды. Мысалы, күн сәулесінің спектрлерін зерттеуде оның максимум энергиясыні сәйкес келетін толқьш ұзьшдығы м болса,

онда С = 2, 9-10 ^-3 м К ескеріп, күнің беткі сәуле шығарушы қабатының температурасын шамамен мынаған тең деуге болады

(6)

Стефан-Больцман және Вин заңдарының практикалық маңызы зор, бірақ солай бола тұра бұл заңдылықтардың кемшілігі бар. Себебі,

функциясының тәуелділігін өткен ғасырдың соңғы кезінде орыс ғалымы В. А. Михельсон және тағы басқа ғалымдар. Тәжірибенің болыпсыздығынан энергияның максимум мәнінің неліктен толқын ұзындығының қысңа жағына қарай ыгысу зияндылығын түсіндіре алмады. Сол сияқты эксперименттердің нәтижелері теориялық қорытындыларға сәйкес келмеді. Сондықтан ғалымдар осы айтылған кемшіліктердің себебін анықтау әдістерін қарастыра бастады.

Жарықфың кванттық теориясының п ай да болуы

Біз тақырыпта Стефан-Больцман жане Вин заңдарының кемшіліктері туралы айттық және олар жылулық сәулелену теориясының тек дәрбес түрлері болып табылады, өйткёні, олар абсолют қара дене спектріндегі энергияның таралуын түсіндіре алмады. Сонымен классикалың физика заңдары абсолют қара дене спектріндегі энергияның әр түрлі температураға сәйкес таралуьшдағы тәжірибелердің нәтижелері мен теория қорытындыларының арасындағы алшақтықты түсіндірмек болып еді, бірақ олар да нәтиже бермеді.

Сондыктан бұл мәселені тек 1900 жылы неміс физигі М. Планк (1858-1947] бұрынғы қалыптасқан классикадық физика зандарын кабылдамай жана теориялық пікір ұсынды. Планк_ үздіксіз белгілі бір мөлшерде, энергия порциялары немесе энергия кванттары түрінде шығарылады деп жорып, энергия кванты тербеліс жиілігіңе пропорционал деді:,

(7)

мұндағы һ. = 6, 62•І0 ^-34 Дж-с - Планк тұрақтысы деп аталады. Бірақ сәулелену порция түрінде шығатын болғандыңтан _; энергия осциллярторы тек арнаулы дискретті мәндерді ғаңа қабылдай алады. Планк өзі ұсынған гипотезаны - жылулық сәулеленудің кванттық теориясының негізі ретінде қарап және статистикалық физика заңдарын пайдалана отырып, абсолют қара дененің сәуле шығарғыштық қабілетінің толңын ұзындығы мең температураға тәуелділігін дұрыс көрсететін формула қорытып шығарды

(8)

мұндағы, r - Больцман -ұраңтысы, һ-Планк тұрақтысы, жарық жылдамдығы, Т - абсолют температура. формуланың теориялық қорытып шығару әдісін М. Планк 1900 ж. немістің физика қоғамының мәжілісінде баяндап берді.

Планк формуласы. арқылы суреттегі көрсетілген қисықтар спектрлерін толық- түсіндіруге болады және ол эксперимекттердің нәтижелерімен сәйкес келеді. Сол сияқты Виннің ығысу және Стефан-Больцман зандарымен де толық сәйкес деуге болады. Соңдықтан Планк формуласы температуралық жарың шығарудың ңегізгі заңы болып табылады. Сөйтіп, Планктың энергия кванттары жайындағы гипотезасы тек абсолют қара денелердің сәуле шығару зандарын түсіндіріп ғана қоймай, соңымен қатар осы күнгі физиканың негізгі заңдарының бірі болып есептеледі.

Сонымен абсолют қара дене спектрінде энергияның әр турлі температураға сәйкес таралуын зерттеу мынадай зандылықтарды қорытындылауға мүмкіндік берді:

I) абсолют қара дененің сәулелер спектрі тұтас болып келеді;

2) сәулелену спектріндегі энергияның таралуы толқын ұзындығына тәуелді. Себебі толқын ұзындығы ұзарған сайын оған сәйкес энергетикалық жарқыраудың спектрлік тығыздығы артып _; максимум мәніне жеткеннен кейін қайта кейін бастайды.

3) температураның өсуіне байланысты сәулеленудің максимум мәні толқын ұзындығының қысқа кағына қарай ығысады.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.