Pozorujeme-li různá osvětlená tělesa, jež sama světlo nevydávají, pak tělesa, jejichž povrch odráží světlo méně, se nám jeví tmavší. Odráží-li tato tělesa pouze několik procent dopadajícího světla, jeví se nám černá. Nejlepší černě odrážejí pouze 1% světla.
Jak už bylo řečeno, látky všech skupenství vyzařují elektromagnetické vlnění, jehož vznik souvisí s neupořádaným pohybem elektricky nabitých částic v elektronových obalech jejich atomů. Takové záření označujeme jako tepelné záření.
Kromě vyzařování záření může každé těleso záření odrážet, propouštět nebo pohlcovat (pohlcené záření se mění na tepelnou energii). Čím větší je pohltivost λ v oboru viditelného světla, tím tmavší se jeví povrch tělesa při osvětlení. Množství pohlceného záření závisí na vlastnostech tělesa, na barvě (černá tělesa pohltí víc záření než bílá) a na povrchové úpravě (od lesklých těles se záření odráží, matná tělesa na druhé straně pohlcují záření).
Absolutně černé těleso je myšlené ideální těleso, které pohlcuje veškeré záření všech vlnových délek dopadajících na jeho povrch. Do praxe ho zavedl německý fyzik Gustav Kirchhoff v roce 1862 Kirchhoffovým zákonem, který říká, že těleso schopné pohlcovat (absorbovat) veškeré na něj dopadající záření, je schopné stejné množství záření vyzařovat (emitovat). Absolutně černé těleso si můžeme představit jako dutou kostku s velmi malým otvorem (Obr. 8). Jestliže záření projde malým otvorem do dutiny, jejíž vnitřní povrch je černý a matný, pak se po několika odrazech pohltí.
Navenek se malý otvor jeví jako absolutně černé těleso (veškeré záření projde otvorem dovnitř, ale žádné záření nevyjde otvorem ven).
41
Obr. 8 Absolutně černé těleso [18]
Čím více záření černé těleso pohltí, tím více se zvětší jeho teplota. Černé těleso vyzařuje tepelné záření. Je ideálním zářičem, protože ze všech těles o stejné teplotě vysílá největší možné množství zářivé energie. Čím bude vyšší teplota, tím se bude zkracovat vlnová délka vyzařovaného záření, viz Wienův posunovací zákon.
Příkladem přibližných realizací absolutně černých těles jsou otevřená okna domů. Podobně malý otvor ve všestranně uzavřené krabici z černého papíru se zdá vždy tmavší než okolní stěna.
Dokonale černé těleso maximálně vyzařuje i maximálně pohlcuje záření.
Intenzita vyzařování a pohltivosti jsou si úměrné dle Kirchhoffova zákona. Je-li teplota tělesa větší než teplota okolí, převažuje intenzita vyzařování nad pohltivostí. Intenzita vyzařování dokonale černého tělesa závisí jen na jeho absolutní teplotě T [K].
Zákony popisující vyzařování černého tělesa:
a) Wienův zákon posuvu b) Stefanův-Boltzmanův zákon c) Planckův zákon
Planckův zákon
Max Planck popsal intenzitu spektrálního vyzařování pomocí následujícího vzorce:
42
kde Mλb je spektrální hustota intenzity vyzařování černého tělesa při vlnové délce λ [Watt/m2μm],
c je rychlost světla ve vakuu ),
h je planckova konstanta Js),
k je boltzmannova konstanta (1,4*10-23 J/K), T je absolutní teplota absolutně černého tělesa [K]
a λ je vlnová délka [μm].
Znázorníme-li Planckův zákon graficky, dostaneme soustavu křivek. Se zvyšující se vlnovou délkou křivka prudce stoupá, až dosáhne maxima. Pak se začne při velkých hodnotách vlnových délek přibližovat k nule. Čím je teplota tělesa vyšší, tím je kratší vlnová délka, při které dojde k dosažení maxima (Obr. 9).
Obr. 9 Intenzita spektrálního vyzařování černého tělesa při různých teplotách znázorněné na základě Planckova zákona. 1: Spektrální hustota intenzity vyzařování [W/cm2*103μm]; 2: vlnová délka [μm] [16]
Jestliže se zvyšuje teplota, zvyšuje se celkové množství vyzařované energie a vrchol křivky se posouvá doleva, ke kratším vlnovým délkám. Tělesa s velmi vysokou teplotou vyzařují energii ve viditelném spektru, protože se snižuje vlnová délka záření.
43 Wienův zákon posuvu
kde značí vlnovou délku, na kterou připadá maximum vyzařování [μm],
T je absolutní teplota tělesa [K]
a b je Wienova konstanta ((2,8978 0,0004)*10-3 m/K).
Vlnová délka odpovídající maximální spektrální hustotě intenzity vyzařování je nepřímo úměrná teplotě. S rostoucí teplotou se vlnová délka posouvá ke kratším vlnovým délkám (Obr. 10). Zahřívaná tělesa vysílají při nižších teplotách pouze infračervené záření, které při teplotě 525 přechází do tmavorudé barvy. Se stoupající teplotou se mění barva žhavého tělesa od červené přes žlutou až do bílé. Černé těleso vždy vyzařuje na všech vlnových délkách, mění se pouze intenzita záření.
Obr. 10 Vyzařovací křivky černého tělesa (čárkovaná čára je grafickým znázorněním Wienova zákona posuvu). [2]
Stafan-Boltzmannův zákon
Výsledný vyzařovaný výkon černého tělesa je úměrný čtvrté mocnině jeho absolutní teploty. Graficky je výkon znázorněn plochou pod křivkou vytvořenou podle Planckova zákona pro určitou teplotu.
44
kde je výsledný vyzařovaný výkon černého tělesa [Watt/m2],
je Stefan-Boltzmanova konstanta (5,67 *10-8 W/m2K4)
a T je termodynamická teplota [K].
Má-li předmět teplotu T a okolní prostředí teplotu T0, vyzáří každý čtvereční metr povrchu předmětu za jednu sekundu energii úměrnou σ*T4 a přijme od okolí energii úměrnou σT04.
Pro šedý zářič je pak Stefan-Boltzmannův vztah:
Při stejných teplotách šedého zářiče a černého tělesa je výsledná energie vyzařovaná šedým zářičem, v porovnání s vyzařovanou energií černého tělesa, menší úměrně k hodnotě emisivity z šedého tělesa.
Kirchhofův zákon
Spektrální pohltivost αv povrchu libovolné látky se rovná jeho spektrální emisivitě εv (povrchy těles, které dobře pohlcují záření, jsou i dobrými zářiči). Tělesa, která jsou za dané teploty intenzivnějšími zářiči, současně za dané teploty také více pohlcují na ně dopadající záření.
Kirchhoffův zákon udává poměr sálavosti k pohltivosti tělesa. Poměr sálavosti k pohltivosti je stejný pro všechny tělesa. Při téže absolutní teplotě se rovná sálavosti dokonale černého tělesa a závisí pouze na teplotě.