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irraggiaménto

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Lessico

sm. [sec. XVII; da irraggiare]. Atto ed effetto dell'irraggiare. In fisica nucleare è sinonimo meno usato di irradiazione. In particolare, in termologia, il termine è usato quasi esclusivamente per indicare l'emissione di radiazioni elettromagnetiche nel campo dell'infrarosso, del visibile e dell'ultravioletto, per effetto termico. Per la propagazione del calore per irraggiamento, vedi calore.

Termologia: irraggiamento di un corpo

Se si considera un corpo che sia posto in una cavità la cui superficie interna sia tenuta a temperatura rigorosamente costante, dopo un certo tempo la superficie del corpo in esame si porterà alla temperatura della superficie della cavità, si troverà cioè in equilibrio termico con l'ambiente. Ciò vuol dire che nel sistema corpo-cavità si hanno processi termodinamici basati sul fatto che sia la superficie del corpo sia la superficie interna della cavità emettono e assorbono energia. Una parte dell'energia incidente su tali superfici viene riflessa, una parte viene assorbita: l'assorbimento non ha tuttavia alcuna importanza per quanto riguarda la superficie della cavità. Pertanto, un qualsiasi corpo, solido o liquido, a qualsiasi temperatura, emette radiazioni elettromagnetiche non visibili, cioè raggi infrarossi, ovvero calore raggiante; a temperature sufficientemente alte emette anche radiazione visibile, cioè luce; a temperature ancora maggiori si ha emissione nell'ultravioletto. Le lunghezze d'onda di queste radiazioni variano con continuità entro una determinata banda e in questo i liquidi e i solidi si distinguono dagli aeriformi che emettono radiazioni di lunghezza d'onda ben definita. In altri termini, lo spettro di emissione, come d'altronde quello di assorbimento, dei solidi e dei liquidi è continuo, mentre quello degli aeriformi è discreto. La distribuzione dell'energia tra le varie lunghezze d'onda dipende dalla temperatura del corpo e si può osservare che all'aumento della temperatura del corpo si ha una maggiore emissione nelle lunghezze d'onda più basse. In particolare, al di sotto di una temperatura di ca. 500 ºC, l'emissione si ha tutta nell'infrarosso, mentre al di sopra comincia anche ad aversi nello spettro visibile, prevalentemente nel rosso per le temperature più basse, poi nell'azzurro, nel violetto e nell'ultravioletto per le più alte. Nelle zone più alte dello spettro elettromagnetico (per esempio, raggi X o raggi γ) non si ha emissione termica. L'energia raggiante emessa o ricevuta complessivamente da un corpo si misura in joule; si definisce flusso energetico e si misura, nel Sistema Internazionale (SI), in watt, l'energia raggiante che colpisce o attraversa la superficie di un corpo nell'unità di tempo, o anche l'energia raggiante emessa dalla superficie di un corpo nell'unità di tempo. Se si riferisce il flusso di energia raggiante all'unità di superficie, la grandezza corrispondente è detta irradiamento, H, e si misura pertanto in watt/m². Il rapporto, r, tra l'energia raggiante che viene riflessa e l'energia raggiante complessivamente incidente sul corpo è detto coefficiente di riflessione o potere riflettente; il rapporto, a, tra l'energia raggiante che viene assorbita e quella complessiva incidente è detto coefficiente di assorbimento o potere assorbente. Se, come si ha comunemente, il corpo è opaco alle radiazioni considerate, e quindi non permette la trasmissione di energia attraverso se stesso, la somma di potere riflettente e potere assorbente è uguale a uno. Se si considera, invece, il flusso di energia raggiante emesso dal corpo per unità di superficie, si parla di potere emissivo, W, o di emettenza energetica, grandezza misurata nelle stesse unità dell'irradiamento, cioè in watt/m². L'intensità energetica di una sorgente è l'energia emessa nell'angolo solido unitario e si misura in watt allo steradiante (W/sr). La radianza è, invece, l'intensità energetica di una sorgente in una data direzione nell'unità di angolo solido e si misura in watt/sr ∤ m². Rappresentando schematicamente il valore delle grandezze sopra definite con l'ampiezza data, e dovendo essere, all'equilibrio termico, l'energia assorbita dal corpo uguale a quella da esso irradiata, si ha che W = aH. In altri termini, all'equilibrio termico, il rapporto tra potere emissivo e coefficiente di assorbimento è una grandezza uguale per tutti i corpi, dovendo essere uguale all'irradiamento H che, a ogni temperatura, non dipende dal particolare corpo considerato, ma solo dalla temperatura della cavità. Questo risultato, raggiunto per via puramente termodinamica, costituisce la legge di Kirchhoff; essa si può anche enunciare dicendo che, a parità di temperatura, per un dato corpo, il rapporto tra radianza e potere assorbente è costante e quindi un corpo che ha grande radianza ha anche grande potere assorbente. La legge di Kirchhoff è valida sia per la radiazione complessiva, sia per ciascuna delle lunghezze d'onda componenti. La considerazione delle singole lunghezze d'onda è fondamentale nella teoria dell'irraggiamento; accanto alle grandezze irradiamento, emettenza energetica e potere assorbente si introducono quindi le corrispondenti: irradiamento specifico (o lambdico, o monocromatico o spettrale), , emettenza energetica specifica (o monocromatica, o lambdica, o spettrale), , e potere assorbente specifico (o monocromatico, o lambdico, o spettrale), αλ, dipendenti, per uno stesso corpo, sia dalla temperatura assoluta, sia dalla lunghezza d'onda. In un intervallo dλ di lunghezze d'onda, l'irradiamento sarà allora dλ e l'emettenza energetica dλ; entrambe le grandezze si misurano usualmente in watt al metro quadrato al nanometro (W/m²nm).

Termologia: irraggiamento di un corpo nero

Lo studio dell'irraggiamento da parte di un corpo a una certa temperatura diversa dallo zero assoluto risulta molto facilitato dalla considerazione di un corpo ideale che assorba integralmente tutte le radiazioni che incidono su di esso, senza rifletterne alcuna parte. Tale corpo è detto corpo nero per quanto all'osservazione esso non si presenti affatto nero: per la legge di Kirchhoff esso deve infatti anche emettere integralmente tutte le radiazioni che assorbe. Per tale ragione è preferibile il termine di radiatore integrale che non si presta a equivoci sul proprio aspetto esteriore. Per un corpo nero, il potere assorbente è uguale a 1 per tutte le lunghezze d'onda. Inoltre, poiché l'assorbimento di energia implica un innalzamento di temperatura, con conseguente maggior emissione di energia, il corpo nero emette sempre una quantità di energia maggiore di qualsiasi altro corpo,. Si nota che ogni curva ha un massimo ben definito per un dato valore della lunghezza d'onda, massimo che si sposta a sinistra, cioè verso le lunghezze d'onda minori, all'aumentare della temperatura. La legge sperimentale di Wien, o legge dello spostamento, stabilisce che le temperature assolute sono inversamente proporzionali alle lunghezze d'onda in corrispondenza delle quali si trova il massimo: T ∤ λmax = costante, in cui la costante vale 2,8971∤106, se si misura λ in millimicron e T in kelvin. La linea rossa sulla quale si trovano i massimi è una retta, a conferma della legge di Wien; le due linee tratteggiate verticali delimitano la zona in cui si ha emissione nel visibile; a destra si ha invece irraggiamento solo nell'infrarosso. Oltre alla variazione della distribuzione dell'energia in funzione della lunghezza d'onda, al variare della temperatura varia anche l'energia complessivamente irradiata. Si trova sperimentalmente (legge di Stefan) che l'area di ciascuna curva, rappresentante la suddetta energia, vale E = δT4, cioè che l'energia complessivamente irradiata dal corpo nero è proporzionale alla temperatura assoluta a cui si trova; la costante di proporzionalità vale, nel Sistema Internazionale (S.I.), 5,7 ∤ 10-1

Termologia: distribuzione spettrale della radiazione emessa da un corpo nero

Alla fine del sec. XIX furono fatti molti tentativi per ricavare teoricamente, in base alla teoria elettromagnetica e con metodi di meccanica statistica, la distribuzione spettrale della radiazione emessa dal corpo nero, cioè per ricavare teoricamente le equazioni delle curve. Fra le varie formule ottenute, hanno avuto importanza una di J. W. S. Rayleigh e una di W. Wien, che, per valori di λ ∤ T rispettivamente alti e bassi, approssimavano bene le distribuzioni ricavate sperimentalmente. La teoria elettromagnetica prevedeva che le radiazioni fossero emesse da un enorme numero di particelle cariche oscillanti con moto armonico (oscillatori armonici) di frequenza qualsiasi. M. Planck, nel 1900, essendo pervenuto empiricamente a una formula che si adattava perfettamente alle distribuzioni sperimentali, rilevò infine che tale formula poteva essere dedotta teoricamente solo nell'ipotesi che nel mondo atomico e subatomico non valessero più le leggi della fisica classica e che gli oscillatori armonici non potessero avere qualunque energia possibile, ma solo energie proporzionali a un multiplo intero n della loro frequenza di oscillazione, f: E = nhf, con h costante universale (la costante di Planck). Il postulare essere discreta (in altri termini: quantizzata) l'energia degli oscillatori armonici costituisce l'atto di nascita della fisica quantistica. Il passo successivo fu compiuto da A. Einstein che, con l'interpretazione teorica dell'effetto fotoelettronico, trovava che non solo l'energia degli oscillatori armonici doveva essere quantizzata (teorizzando così ciò che per Planck era un'ipotesi di lavoro), ma che lo doveva essere anche l'energia elettromagnetica emessa. Ciò costituiva la nascita dell'attuale teoria corpuscolare della radiazione elettromagnetica (e quindi della luce), pensata come costituita da pacchetti di energia, o quanti, o fotoni, il cui valore deve essere uguale a hf, con h costante di Planck e f frequenza della radiazione nel modello ondulatorio, duale di quello corpuscolare. La formula di Planck per la radianza monocromatica in funzione della lunghezza d'onda è

in cui k₁ e k₂ sono costanti note. Da questa formula si può ricavare la legge dello spostamento di Wien e come casi limite si possono ottenere le formule di Wien e di Rayleigh. L. Boltzmann, partendo da essa e integrandola tra λ = 0 e λ = ∞, ritrovò la legge empirica che porta il suo nome e verificò l'uguaglianza del valore della costante δ da lui calcolato con quello trovato sperimentalmente da J. Stefan. Legge e costante sono attualmente note come legge di Stefan-Boltzmann e costante di StefanBoltzmann rispettivamente.