{"id":1749,"date":"-0001-11-30T00:00:00","date_gmt":"-0001-11-29T23:10:04","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"1749","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/1749\/","title":{"rendered":"Ho un apparecchio dotato di una lampada allo Xenon che emette radiazioni UV. Potrei sapere per cortesia cosa si intende per temperatura del “corpo nero” anche specificata a volte come temperatura BST (black standard temperature)?"},"content":{"rendered":"

Un corpo
\n nero \u00e8 un corpo la cui superficie \u00e8 in grado di assorbire
\n qualsiasi radiazione elettromagnetica (e.m.) che incide su di essa.<\/font><\/p>\n

Questo significa
\n anche che tale corpo \u00e8 un emettitore perfetto in altre parole in
\n grado di emettere radiazione e.m. di qualsiasi frequenza. <\/font><\/p>\n

Possiamo
\n pensare ad un corpo nero come ad una scatola munita di un forellino. Quando
\n una radiazione incide sulla scatola viene quindi assorbita dalla stessa
\n e comincer\u00e0 ad interagire con le sue pareti. Ad un certo punto
\n (per un corpo nero non pi\u00f9 colpito da radiazione) si viene a creare
\n una situazione di equilibrio termodinamico caratterizzata dalla presenza
\n di sole onde stazionarie all\u2019interno della scatola e da una temperatura
\n T.<\/font><\/p>\n

Questa \u00e8
\n la temperatura di corpo nero. E\u2019 un parametro estremamente importante
\n poich\u00e9 \u00e8 legato all\u2019energia irradiata dal corpo nero e al
\n suo spettro d\u2019emissione.<\/font><\/p>\n

Nel 1879,
\n infatti, Stefan e Boltzmann trovarono che l\u2019energia irradiata da un corpo
\n nero \u00e8 proporzionale alla quarta potenza della temperatura ossia<\/font><\/p>\n

<\/font>
\n \"E=sigma*T4\"<\/font><\/p>\n

<\/font>Dove
\n per energia irradiata si intende per unit\u00e0 di tempo e superficie
\n mentre \"sigma\" vale circa
\n 5.67×10 \u20135 <\/sup> erg cm-2<\/sup> sec-1<\/sup> K-4<\/sup><\/font>
\n <\/font><\/p>\n

L\u2019intensit\u00e0
\n di emissione di corpo nero in funzione della lunghezza d\u2019onda \u00e8
\n mostrata dal seguente grafico che riporta tre curve spettrali: <\/font><\/p>\n

\"\"\/<\/p>\n

Da notare
\n come a temperature maggiori non solo aumenta l\u2019intensit\u00e0 di emissione
\n ma il picco della curva si sposta sempre pi\u00f9 verso sinistra cio\u00e8
\n verso le piccole lunghezze d\u2019onda.<\/font><\/p>\n

Wien scopr\u00ec
\n che la temperatura del corpo nero era legata alla lunghezza d\u2019onda cui
\n corrispondeva il massimo della radiazione dalla relazione<\/font><\/p>\n

\"\"\/<\/font><\/p>\n

Questa \u00e8
\n la famosa legge dello spostamento<\/i> di Wien.<\/font><\/p>\n

Queste leggi
\n trovate alla fine dell\u2019800 per via empirica misero in grave difficolt\u00e0
\n i fisici del tempo abituati come erano a ragionare in termini “classici”.
\n Da ricordare, in questo contesto, il tentativo di spiegare la radiazione
\n di corpo nero effettuato da Rayleight e Jeans; risultato ineccepibile
\n dal punto di vista classico ma che non riusciva a spiegare n\u00e9 i
\n massimi di Wien n\u00e9 a evitare quella che viene chiamata “catastrofe
\n ultravioletta”, secondo la quale l\u2019energia contenuta all\u2019interno
\n della nostro corpo nero crescerebbe indefinitamente man mano che ci si
\n sposta verso l\u2019ultravioletto estremo. <\/font><\/p>\n

La spiegazione
\n del fenomeno sar\u00e0 data da Planck nel \u2018900 allorquando introdusse
\n un\u2019ipotesi assolutamente ardita per quel tempo: gli scambi energetici
\n tra radiazione incidente e pareti del corpo nero (viste come costituite
\n da un insieme di oscillatori) dovevano essere quantizzati.<\/i><\/font><\/p>\n

Partendo
\n da questa ipotesi e sviluppando qualche conto, si ottiene per la densit\u00e0
\n di energia una funzione perfettamente compatibile con le leggi empiriche
\n di Stefan-Boltzmann e di Wien e in pieno accordo con i risultati sperimentali.<\/font><\/p>\n

La vera potenza
\n dell\u2019idea di Planck sar\u00e0 capita e sviluppata un po\u2019 pi\u00f9
\n tardi grazie ad Albert Einstein.<\/font><\/p>\n

Da notare
\n che queste leggi nella loro semplicit\u00e0 sono applicabili, ad esempio,
\n anche in astronomia; infatti, in prima approssimazione una stella si pu\u00f2
\n considerare un emettitore quasi perfetto e il suo spettro d\u2019emissione
\n si pu\u00f2 considerare non troppo diverso da quello di un corpo nero.
\n <\/font><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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