Radiação térmica: propriedades, exemplos, aplicações - Ciência - 2023

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o radiação térmica É a energia transmitida por um corpo graças à sua temperatura e através dos comprimentos de onda infravermelhos do espectro eletromagnético. Todos os corpos, sem exceção, emitem alguma radiação infravermelha, não importa quão baixa seja sua temperatura.

Acontece que quando estão em movimento acelerado, as partículas eletricamente carregadas oscilam e, graças à sua energia cinética, emitem continuamente ondas eletromagnéticas.

A única maneira de um corpo não emitir radiação térmica é suas partículas estarem completamente em repouso. Dessa forma, sua temperatura seria 0 na escala Kelvin, mas reduzir a temperatura de um objeto a tal ponto é algo que ainda não foi alcançado.

Propriedades da radiação térmica

Uma propriedade notável que distingue este mecanismo de transferência de calor de outros é que ele não requer um meio material para produzi-lo. Assim, a energia emitida pelo Sol, por exemplo, viaja 150 milhões de quilômetros no espaço e atinge a Terra continuamente.

Existe um modelo matemático para saber a quantidade de energia térmica por unidade de tempo que um objeto irradia:

P =PARAσeT⁴

Esta equação é conhecida pelo nome de lei de Stefan e aparecem as seguintes magnitudes:

–Energia térmica por unidade de tempoP, que é conhecido como potência e cuja unidade no Sistema Internacional de Unidades é o watt ou watt (W).

-O Área superficial do objeto que emite calor PARA, em metros quadrados.

-Uma constante, ligue Stefan - constante de Boltzman, denotado por σ e cujo valor é 5,66963 x 10^-8 W / m² K⁴,

-O emissividade (também chamadoemitância) do objeto e, uma quantidade adimensional (sem unidades) cujo valor está entre 0 e 1. Está relacionado à natureza do material: por exemplo, um espelho tem baixa emissividade, enquanto um corpo muito escuro tem alta emissividade.

-E finalmente o temperaturaT em Kelvin.

Exemplos de radiação térmica

De acordo com a lei de Stefan, a taxa na qual um objeto irradia energia é proporcional à área, à emissividade e à quarta potência da temperatura.

Uma vez que a taxa de emissão de energia térmica depende da quarta potência de T, é claro que pequenas mudanças na temperatura terão um efeito enorme na radiação emitida. Por exemplo, se a temperatura dobra, a radiação aumentaria 16 vezes.

Um caso especial da lei de Stefan é o radiador perfeito, um objeto completamente opaco chamado corpo negro, cuja emissividade é exatamente 1. Neste caso, a lei de Stefan é semelhante a esta:

P =PARAσT⁴

Acontece que a lei de Stefan é um modelo matemático que descreve grosso modo a radiação emitida por qualquer objeto, pois considera a emissividade como uma constante.Na verdade, a emissividade depende do comprimento de onda da radiação emitida, do acabamento da superfície e de outros fatores.

Quando considerando e como constante e a lei de Stefan é aplicada conforme indicado no início, então o objeto é chamado corpo cinza.

Os valores de emissividade para algumas substâncias tratadas como corpo cinza são:

-Alumínio polido 0,05

- Carbono negro 0,95

-Pele humana de qualquer cor 0,97

-Madeira 0,91

-Gelo 0,92

-Água 0,91

-Cobre entre 0,015 e 0,025

-Aço entre 0,06 e 0,25

Radiação térmica do Sol

Um exemplo tangível de objeto que emite radiação térmica é o Sol. Estima-se que, a cada segundo, aproximadamente 1.370 J de energia na forma de radiação eletromagnética chegam do Sol à Terra.

Este valor é conhecido como constante solar E cada planeta tem um, que depende de sua distância média do sol.

Esta radiação passa perpendicularmente a cada m² das camadas atmosféricas e é distribuída em diferentes comprimentos de onda.

Quase tudo vem na forma de luz visível, mas uma boa parte vem como radiação infravermelha, que é exatamente o que percebemos como calor, e alguns também como raios ultravioleta. É uma grande quantidade de energia suficiente para atender às necessidades do planeta, a fim de capturá-la e utilizá-la adequadamente.

Em termos de comprimento de onda, estes são os intervalos dentro dos quais a radiação solar que atinge a Terra é encontrada:

–Infravermelho, que percebemos como calor: 100 - 0,7 μm *

–Luz visível, entre 0,7 - 0,4 μm

–Ultravioleta, menos de 0,4 μm

* 1 μm = 1 micrômetro ou um milionésimo de um metro.

Lei de Wien

A imagem a seguir mostra a distribuição da radiação em relação ao comprimento de onda para várias temperaturas. A distribuição obedece à lei de deslocamento de Wien, segundo a qual o comprimento de onda da radiação máxima λ_max é inversamente proporcional à temperatura T em Kelvin:

λ_max T = 2.898. 10 ⁻³ m⋅K

O Sol tem uma temperatura de superfície de cerca de 5700 K e irradia principalmente em comprimentos de onda mais curtos, como vimos. A curva que mais se aproxima da do Sol é a de 5000 K, em azul e, claro, tem o máximo na faixa de luz visível. Mas também emite boa parte em infravermelho e ultravioleta.

Aplicações de radiação térmica

Energia solar

A grande quantidade de energia que o Sol irradia pode ser armazenada em dispositivos chamados colecionadores, e então transformá-lo e usá-lo convenientemente como energia elétrica.

Câmeras infravermelhas

São câmeras que, como o próprio nome sugere, operam na região do infravermelho em vez de na luz visível, como as câmeras comuns. Eles se aproveitam do fato de que todos os corpos emitem radiação térmica em maior ou menor grau, dependendo de sua temperatura.

Pirometria

Se as temperaturas forem muito altas, medi-las com um termômetro de mercúrio não é a melhor opção. Para isso, o pirômetros, através do qual se deduz a temperatura de um objeto conhecendo sua emissividade, graças à emissão de um sinal eletromagnético.

Astronomia

Starlight é muito bem modelado com a aproximação do corpo negro, assim como todo o universo. E, por sua vez, a lei de Wien é freqüentemente usada na astronomia para determinar a temperatura das estrelas, de acordo com o comprimento de onda da luz que emitem.

Industria militar

Os mísseis são direcionados ao alvo por meio de sinais infravermelhos que buscam detectar as áreas mais quentes das aeronaves, como motores, por exemplo.

Referências

Giambattista, A. 2010. Física. 2ª Ed. McGraw Hill.
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Serway, R. Physics for Science and Engineering. Volume 1. 7º. Ed. Cengage Learning.