<sect1 id="ai-blackbody">

<sect1info>

<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
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> <email
>mutlaqja@ku.edu</email>
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<title
>Radiazione di corpo nero</title>
<indexterm
><primary
>Radiazione di corpo nero</primary>
<seealso
>Colori e temperature delle stelle</seealso>
</indexterm>

<para
>Con <firstterm
>corpo nero</firstterm
> si fa riferimento a un oggetto che emette <firstterm
>radiazione termica</firstterm
>. Un corpo nero perfetto assorbe tutta la luce incidente senza rifletterla. Alla temperatura ambiente un oggetto di questo tipo apparirebbe perfettamente nero (da cui il termine <emphasis
>corpo nero</emphasis
>) Tuttavia, se portato ad alte temperature, un corpo nero inizierà ad emettere <firstterm
>radiazione termica</firstterm
>. </para>

<para
>In fact, all objects emit thermal radiation (as long as their temperature is above Absolute Zero, or -273.15 degrees Celsius), but no object emits thermal radiation perfectly; rather, they are better at emitting/absorbing some wavelengths of light than others. These uneven efficiencies make it difficult to study the interaction of light, heat and matter using normal objects. </para>

<para
>Fortunatamente, è possibile realizzare un corpo nero quasi perfetto. Costruisci una scatola di materiale termoconduttivo, come il metallo. La scatola dovrebbe essere completamente chiusa da tutti i lati, in modo che l'interno non riceva luce dall'ambiente circostante. Quindi pratica un piccolo buco in un punto della scatola. La luce uscente da questo buco sarà quasi identica a quella di un corpo nero ideale, dato che la temperatura dell'aria nella scatola è costante. </para>

<para
>All'inizio del ventesimo secolo, gli scienziati Lord Rayleigh e e Max Planck (tra gli altri) studiarono la radiazione di corpo nero con uno strumento simile. Dopo molto lavoro, Planck fu in grado di descrivere empiricamente l'intensità della luce emessa da un corpo nero in funzione della lunghezza d'onda. Riuscì inoltre a descrivere come questo spettro varia al variare della temperatura. Il lavoro di Planck sulla radiazione di corpo nero è uno dei campi della fisica che portarono alla fondazione della meravigliosa scienza della Meccanica Quantistica, ma ciò va sfortunatamente oltre lo scopo di questo articolo. </para>

<para
>Ciò che Planck e gli altri scoprirono è che, al crescere della temperatura di un corpo nero, la luce complessiva emessa per secondo aumenta, e la lunghezza d'onda del picco dello spettro si sposta verso colori più blu (vedi Figura 1). </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="blackbody.png" format="PNG"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figura 1</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>

<para
>Per esempio, una barra di ferro diventa di colore rosso/arancione se scaldata ad alta temperatura, e il suo colore cambia progressivamente verso il blu e il bianco con l'aumentare della temperatura. </para>

<para
>Nel 1893, il fisico tedesco Wilhelm Wein quantificò la relazione tra temperatura del corpo nero e lunghezza d'onda del picco spettrale con la seguente equazione: </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="lambda_max.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>where T is the temperature in Kelvin. Wien's law (also known as Wien's displacement law) states that the wavelength of maximum emission from a blackbody is inversely proportional to its temperature. This makes sense; shorter-wavelength (higher-frequency) light corresponds to higher-energy photons, which you would expect from a higher-temperature object. </para>

<para
>For example, the sun has an average temperature of 5800 K, so its wavelength of maximum emission is given by: <mediaobject
> <imageobject>
<imagedata fileref="lambda_ex.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>Questa lunghezza d'onda cade nella regione verde dello spettro visibile, ma la radiazione continua del Sole emette fotoni a lunghezze d'onda maggiori e minori di lambda(max), e l'occhio umano percepisce come giallo/bianco il suo colore. </para>

<para
>Nel 1879, il fisico austriaco Stephan Josef Stefan dimostrò che la luminosità L di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura T. </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="luminosity.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>dove A è l'area superficiale, alfa è una costante di proporzionalità e T è la temperatura in Kelvin. Sarebbe a dire che se raddoppiamo la temperatura (per esempio da 1000 a 2000 K) l'energia totale irradiata da un corpo nero cresce di un fattore 2^4 o 16. </para>

<para
>Five years later, Austrian physicist Ludwig Boltzman derived the same equation and is now known as the Stefan-Boltzman law. If we assume a spherical star with radius R, then the luminosity of such a star is </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="luminosity_ex.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>where R is the star radius in cm, and the alpha is the Stefan-Boltzman constant, which has the value: <mediaobject
> <imageobject>
<imagedata fileref="alpha.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

</sect1>
