Тепловидение
ОГЛАВЛЕНИЕ
1. Тепловидение, как область применения законов теплового излучения ст. 3
2. Основные понятия и определения теории излучения. Закон Кирхгофа ст. 4
3. Классические законы теплового излучения ст. 6
4. Понятие о квантах. Формула Планка и вывод из нее классических законов как частных случаев ст. 8
5. Устройство тепловизоров ст. 10
6. Области применения методов тепловидения ст. 13
7. Применение тепловидения в медицине ст. 15
8. Некоторые применения тепловизионных устройств в промышленности ст. 17
1. Тепловидение, как область применения законов теплового излучения
Тепловидение можно назвать универсальным способом получения различной информации об окружающем нас мире. Как известно, тепловое излучение имеет любое тело, температура которого отлична от абсолютного нуля. Кроме того, подавляющее большинство процессов преобразования энергии (а к ним относятся все известные процессы) протекает с выделением или поглощением тепла. Так как средняя температура на Земле не высока, большинство процессов проходят с малым удельным выделением тепла и при небольших температурах. Соответственно и максимум энергии излучения таких процессов попадает в инфракрасный микроволновый диапазон. Инфракрасное излучение невидимо для человеческого глаза, но может быть обнаружено различными приемниками теплового излучения и тем или иным способом преобразовано в видимое изображение
Тепловидение – это научно-техническое направление, изучающее физические основы, методы и приборы (тепловизоры), обеспечивающие возможность наблюдения слабонагретых объектов.
2. Основные понятия и определения теории излучения. Закон Кирхгофа
Тепловым излучением называется электромагнитное излучение, испускаемое телом за счет его внутренней энергии.
Излучение характеризуется длиной волны λ и частотой ω. Эти величины связаны: λ=2πс/ω.
При изучении законов теплового излучения используют модельную систему, в которой распределение энергии между телом и излучением остается неизменным для каждой длины волны (или частоты). Такое состояние системы «тело – излучение» называется равновесным.
Энергетической светимостью тела R называется поток энергии, испускаемый единицей поверхности тела по всем направлениям.
Введем такие характеристики излучения, как
r (ω,Т) – испускательная способность тела,
а (ω,Т) – поглощательная способность тела.
В 1860 г. Густав Кирхгоф, один из первых исследователей теплового излучения, сумел доказать, что отношение испускательной и поглощательной способностей тела не зависит от его природы, а является для всех тел одной и той же (универсальной) функцией частоты и температуры.
r/а = f (ω,Т)
или (r/а)1 = (r/а)2 = (r/а)n = f (ω,Т)
Одно из основных понятий теплового излучения – абсолютно черное тело. Т.е. тело, которое поглощает всю, падающую на него энергию, ни сколько энергии не отражает, а только излучает. Теоретическое объяснение законов излучения абсолютно черного тела имело огромное значение в истории физики – именно оно привело к понятию о квантах энергии.
Модель абсолютно черного тела
Абсолютно черных тел в природе не существует. Есть вещества (например, сажа или платиновая чернь), поглощательная способность которых близка к единице, но только в некоторых частотах. Однако можно создать устройство, сколь угодно близкое по своим свойствам к абсолютно черному телу. Это почти замкнутая полость с маленьким отверстием. Излучение, проникшее внутрь через отверстие, прежде чем выйти обратно, претерпевает многократные отражения. При каждом отражении часть энергии поглощается, в результате чего почти все излучение любой частоты поглощается такой полостью.
j (λ,Т), Вт/м3
λ,м
Т1 > Т2 > Т3
Экспериментальные кривые зависимости испускательной способности абсолютно черного тела от длины волны и температуры.
Из рисунка следует, что энергетическая светимость абсолютно черного тела сильно возрастает с температурой.максимум испускательной способности с увеличением температуры сдвигается в сторону более коротких волн.
Т.о., по закону Кирхгофа функция частоты и температуры f(ω,Т) есть не что иное, как испускательная способность абсолютно черного тела (r ч.т.).
r/а = f(ω,Т) а ч.т.≡1 r ч.т.= f(ω,Т)
3. Классические законы теплового излучения
Исследование равновесного теплового излучения и поиск универсальной функции f(ω,Т) выступил на первый план в работах физиков конца XIX века.
К этим исследованиям относятся работы Стефана и Больцмана, Рэлея и Джинса, Вина (классическая теория излучения) и Планка (квантовая).
В 1879 г. Йозеф Стефан, основываясь на экспериментах, решил, что энергетическая светимость любого тела пропорциональна четвертой степени температуры. Однако через несколько лет Больцман доказал, что это утверждение справедливо только для абсолютно черных тел. Найденная ими зависимость получила названия закона Стефана-Больцмана.
R ч.т.= ∫ f(ω,T)·dω = σ·Т4 ,где σ экспериментально найденная константа.
σ = 5,670·10-8 (Вт/м²·К)