קרינת גוף שחור – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
שורה 54:
אם בוחרים פרמטר שונה לתאור הגל (למשל התדר בסקלה לוגוריתמית) יהיה צורך להכפיל במקדם מתאים. במילם אחרות <math>I(*,T)</math> היה [[מידה (מתמטיקה)|מידה]] במרחב התתדרים ולא פונקציה, לכן כאשר מבצעים [[אינטגרציה באמצעות החלפת משתנים|החלפת משתנים]] יש להכפיל [[ערך מוחלט|בערכה המוחלט]] של ה[[ניגזרת]] של פונקצית המעבר.
{{לערוך|עלול להכיל שגעות כתיב רבות}}
אם נסמן את פונקצית צפיפות שתף הקרינה הנפלתת מגוף בטמפרטורת יחידה ב <math>I(\nu):=I(\nu,1)</math> נקבל
שורה 64:
:<math>\lambda_\mathrm{max} = \frac{2.9\times10^{-3}[mK]}{T}</math>.
גם לשני המשבעות האחרונות קראים לעיתים חוק ההסחה של וין. התדר <math>\nu_{max}</math> ואורך הגל <math>\lambda_{max}</math> אינם מתאימים לאותו גל. זאת בגלל המקדם <math>\frac{c}{\lambda^2}</math> התואר לעליל.
באופן איכותי חוק ההסחה של וין, אמור שככל שמחממים את הגוף השחור לטמפרטורה גבוהה יותר, כך יתקצר אורך הגל שבו נפלטת הקרינה המרבית (ראו הגרף למעלה). כך למשל, כדי להגיע לפליטה ששיאה במרכז [[התחום הנראה]] ([[אורך גל]] של כ־550 [[ננומטר]]), נדרשת טמפרטורה של כ־5,300 [[קלווין]].
חוק זה מאפשר מדידת [[טמפרטורה]] של גוף שחור (או גוף שחור בקירוב) באמצעות מדידת [[ספקטרום]] הקרינה התרמי שלו (ספקטרום קרינת גוף שחור). מאחר ש[[כוכב]]ים רבים הם בקירוב גוף שחור, שיטה זו מאפשרת להעריך את טמפרטורת הצבע של הכוכבים.
להתפלגות תכונה נוספת: גוף שחור בטמפרטורה גבוהה יותר יפלוט קרינה בעוצמה גבוהה יותר, בכל אורכי הגל, מגוף שחור בטמפרטורה נמוכה יותר.
| |||