Emisyon
Sıcaklığı mutlak 0 K derecenin üstünde olan bütün nesneler emisyon
(ışınım) yaparlar. Bu emisyonun frekans bandı Wien yasası ile, miktarı Stefan
Boltzamann yasası ile belirlenir. Işınım miktarı mutlak sıcaklığın dördüncü
kuvveti ile orantılıdır. Buna göre sıcaklığın iki misline çıkarılması çevreye
yayılan ışınımın on altı misline çıkması sonucunu doğurur.
Boltzmann’ın geliştirdiği yasa şöyledir:
H = A e s T4
Burada H birim zamandaki toplam emisyon, A nesnenin yüzey
alanı ve T mutlak sıcaklıktır. e nesnenin renk ve yüzey yapısına bağlı olan bir
katsayıdır. Bu katsayı koyu renkli cisimlerde 1’e yakınken açık renkli
cisimlerde daha düşük değerlere sahiptir. s
Stephan Boltzmann sabitidir.
2 p5 k4
s = ¾¾¾¾ = 5.670373 x 10-8
W m-2 K-4
15
c2 h3
Emisyon (ışınım) ve Absorpsiyon (emilim)
Gerçekte emisyon yapan her nesne aynı zamanda çevresindeki
nesnelerin emitlediği ışını da absorplar. Bu sebeple nesne çevre ile
karşılaştırılabilir bir sıcaklıkta ise yasanın şu hali kullanılır:
H = A e s (Ti4 – Te4)
Tı emitleyen nesnenin sıcaklığı, Te çevre
sıcaklığıdır.
Yıldızların yarıçapı:
Yıldız sıcaklığı çevreden çok daha yüksek olduğundan Te ihmal edilebilir.
Bu gibi küresel nesnelerde yüzey alanı A = 4pR2 olduğundan emisyon;
H = 4 e p R2 s T4
Bir yıldızın emisyonuyla Güneş’ın emisyonu karşılaştırılacak
olursa;
Hy Ry2 Ty4
¾¾ = ¾¾¾¾
Hg Rg2 Tg4
Burada y indisi yıldızı g indisi ise güneşi gösterir. Güneşin
değerleri 1 birim kabul edilecek olursa,
Hy = Ry2
Ty4
Yıldız yarı çapı: Güneş yarıçapı cinsinden,
ÖH
R = ¾¾
T2
Bu yöntem toplam emisyon ve yüzey sıcaklığı bilinen bir
yıldızın yarıçapının kestirilebilmesini sağlar.
Stefan-Boltzmann yasasına göre siyah cisim ışıması; T yükseldiğinde
eğrinin tepe noktası (pik) daha kısa dalga boylarona kayar, eğrinin altındaki
toplam alan büyür
4 Ağustos 2019
GERİ
(yasalar)
GERİ
(astrofizik)
GERİ
(radyasyon)
