本文目录
- 请用斯特藩-玻尔兹曼定律和温室效应解释灯亮度随时间的变化
- 气体三大定律公式
- 辐射基本定律各有什么物理意义
- 什么是斯忒藩-玻尔兹曼定律表达式是什么
- 太阳表面温度的三种推算方法
- 斯特藩-玻尔兹曼定律的定律推导
- 斯特潘波尔茨曼定理的内容是什么
- 普朗克定律和玻尔兹曼定律区别
- 物体的热辐射
- 已知太阳最强发射波长为0.475um,求太阳表面温度
请用斯特藩-玻尔兹曼定律和温室效应解释灯亮度随时间的变化
立体角。4π表示整个球面。假设辐射各向同性，总和是整个球面。你求某一方向范围的辐射就得乘个百分比。
气体三大定律公式
气体三大定律公式包括玻意耳定律、查理定律和盖-吕萨克定律。
1.玻意耳定律
玻意耳定律指出在恒定温度下，气体的压强与其体积成反比。即PV=常数，P为气体的压强，V 为气体的体积。
2.查理定律
查理定律指出在恒定压强下，气体的体积与其温度成正比。即V/T=常数，其中T为气体的绝对温度（开尔文温度），单位为K。
3.盖-吕萨克定律
盖-吕萨克定律是理想气体状态方程，它将压强、体积和温度这三个参数联系在一起。PV= nRT，其中n为摩尔数，R为气体常量，T为气体的绝对温度。该定律可以用来计算气体的压强、体积和温度之间的变化关系，适用于气体的压强不太高和温度不太低的情况。
4.其他气体定律
除了以上三个定律，还有一些其他的气体定律，例如亨利定律、道尔顿分压定律等等。这些定律对于研究气体的性质和应用都有重要的作用。
5.玻尔兹曼定律
玻尔兹曼定律指出，温度为T的气体中分子的平均动能与温度成正比。即E=3/2kT，其中E为分子的平均动能，k为玻尔兹曼常数。
6.熵增定律
熵增定律是热力学第二定律的表述之一，它指出在孤立系统中，系统的熵随着时间不断增加，直至达到最大值。这个定律对于研究热力学和热动力学等领域具有非常重要的意义。
7.阿伏伽德罗定律
阿伏伽德罗定律指出，相同体积的气体在相同温度和压强下含有相同数目的分子。这个定律为我们提供了一种用于计算气体的分子数的方法，对于研究气体的性质非常有用。
8.摩尔定律
摩尔定律指出，集成电路上的晶体管数量每隔18-24个月便会翻倍。这个定律对于计算机技术的发展具有非常重要的意义，可以预测未来计算机的发展趋势。
总结：
除了气体三大定律公式之外，还有一些其他的重要定律，例如玻尔兹曼定律、熵增定律、阿伏伽德罗定律和摩尔定律等等。这些定律对于研究不同领域的问题都有非常重要的意义，可以帮助我们更好地理解自然界的规律。
辐射基本定律各有什么物理意义
热量总是从高温物体向低温物体辐射，物体因自身的温度直接向外发射能量的方式，叫做热辐射，温度越高，辐射越强。其辐射时发出能量满足方程w=ks1s2（t1-t2)/r2,其中k为热辐射常数，t1-t2为温度差，s1为高温物体面积，s2为低温物体面积，r为两物体之间距离。热辐射的基本定律：一、黑体辐射定律黑体具有最大的吸收力(α=1)，同时亦具有最大的辐射力(ε=1)。在实际物体中不存在绝对黑体，为此引出人工黑体，几乎全部入射能量都被空腔吸收殆尽。腔内空间的辐射场系由腔内表面的发射和反射叠加而成，是各向同性的，而且必定和从小孔选出的辐射具有相同的性质。二、普朗克(M.Planck)定律该规律描述了黑体单色辐射力随波长及温度的变化规律。在一定温度下，黑体在不同波长范围内辐射能量各不相同。三、斯蒂芬-玻尔兹曼定律 Eb=σbT4W/m2； σb=5.67*10-8W/(m2K4) 描述了黑体辐射力随表面温度的变化规律。也可以计算某一波长范围内的辐射力。四、兰贝特(Lambert)余弦定律包括的内容：半球空间上，黑体的辐射强度与方向无关。而各朝向辐射同性的表面称为漫辐射表面。漫辐射表面的辐射力是辐射强度的π倍。五、维恩位移定律随着温度T增高，最大单色辐射力Ebλ,max所对应的峰值波长λmax逐渐向短波方向移动。λmaxT=2897.6μK。
什么是斯忒藩-玻尔兹曼定律表达式是什么
斯特藩定律表达的是物体（绝对黑体）辐射能量与物体温度的关系。J=σT^4其中J是辐射辐出度，即单位时间单位表面积辐射的能量，T是物体开尔文温度，σ是斯特藩-玻尔兹曼常数。
太阳表面温度的三种推算方法
19世纪80年代以前，许多天文学家都想知道太阳的表面温度，但是苦于理论基础的空缺，导致一片混乱局面。推算方法和结果也千差万别，应有尽有。直到奥地利物理学家斯特藩和玻尔兹曼在实验中得到并推出了斯特藩-玻尔兹曼定律：即一个黑体在单位面积上的辐射功率（即每秒辐射能量）正比于绝对温度的四次方，比例系数为斯特藩-玻尔兹曼常数。推算太阳表面温度开始有了理论基础。方法一 理想黑体可以吸收所有照射到它表面的电磁辐射，并将这些辐射转化为热辐射，恒星辐射大都比较接近黑体辐射。因此可得下式。 解得太阳表面温度约为5780K。方法二 地球的平均温度约为290K（即17℃，对地域和时间的双重平均），这样温度的星球也会向外辐射能量，而这个能量也可以近似使用斯特藩-玻尔兹曼定律。由于地球表面的能量主要来自阳光，因此地球能维持目前的表面温度，说明它向外辐射的能量和接受的阳光能量基本相等。因此可得下式。 解得太阳表面温度约为6000K。这个方法精确度稍差，但是不需要知道太阳的光度，不需要知道斯特藩-玻尔兹曼常数，依然可以推算出太阳的表面温度。 方法三 在斯特藩-玻尔兹曼定律问世不久，德国物理学家维恩证明了维恩位移定律。这一定律表明，表面温度越高的物体，其光谱分布向短波方向偏移，表现在颜色上则是向蓝色方向偏移。利用这一特点，天文学家将恒星依据光谱特征分为7个大类，分别标记为O、B、A、F、G、K、M。其中O型天体为蓝色，表面温度最高，在33000K以上；M型天体为红色，表面温度最低，在3700K以下。像太阳这样的黄色天体为G型，表面温度在5200～6000K之间。 小结 太阳的表面温度无法直接测量，需要一定方法进行推算。但是太阳的表面温度完全取决于太阳上的物理过程，绝不可能是恒定不变的。通过对太阳常数（地球位置单位面积每秒接受的太阳辐射）的测量，太阳常数一年当中的变化幅度在1%左右。
斯特藩-玻尔兹曼定律的定律推导
斯特藩-玻尔兹曼定律能够方便地通过对黑体表面各点的辐射谱强度应用普朗克黑体辐射定律，再将结果在辐射进入的半球形空间表面以及所有可能辐射频率进行积分得到。式中Ω0黑体表面一点的辐射进入的半球形空间表面（以辐射点为球心），I(ν,T)为在温度T 时黑体表面的单位面积在单位时间、单位立体角上辐射出的频率为ν的电磁波能量。式中包括了一个余弦因子，因为黑体辐射几何上严格符合朗伯余弦定律（Lambert’s cosine law）。将几何微元关系 dΩ= sin(θ) dθdφ 代入上式并积分得：（对频率的玻色积分项的计算方法参见条目多对数函数 (polylogarithm) ）
斯特潘波尔茨曼定理的内容是什么
即:j*=εσΤ^4其中辐射度j*具有功率密度的量纲（能量/(时间·距离2)），国际单位制标准单位为焦耳/(秒·平方米)，即瓦特/平方米。绝对温度T 的标准单位是开尔文， ε为黑体的辐射系数；若为绝对黑体，则 ε = 1.比例系数 σ 称为斯特藩-玻尔兹曼常数或斯特藩常量。它可由自然界其他已知的基本物理常数算得，因此它不是一个基本物理常数。该常数的值约为：5.670 373(21)×10^-8 W·m^-2·K^-4（2010年数据）如图所示，其中KB为波尔兹曼常数，h为普朗克常数，c为光速。后面的等式中hˉ=h/2pi 是狄拉克版的普朗克常数所以温度为 100 K 的绝对黑体表面辐射的能量通量密度为5.67 W/m2，1000 K 的黑体为56.7 kW/m2，等等。斯特藩-玻尔兹曼定律是一个典型的幂次定律。本定律由斯洛文尼亚物理学家约瑟夫·斯特藩（Jožef Stefan）和奥地利物理学家路德维希·玻尔兹曼分别于1879年和1884年各自独立提出。提出过程中斯特藩通过的是对实验数据的归e799bee5baa6e997aee7ad94e78988e69d8331333361303063纳总结，玻尔兹曼则是从热力学理论出发，通过假设用光（电磁波辐射）代替气体作为热机的工作介质，最终推导出与斯特藩的归纳结果相同的结论。本定律最早由斯特藩于1879年3月20日以 Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur （《论热辐射与温度的关系》）为论文题目发表在维也纳科学院的大会报告上，这是唯一一个以斯洛文尼亚人的名字命名的物理学定律。本定律只适用于黑体这类理想辐射源。
普朗克定律和玻尔兹曼定律区别
普朗克定律和玻尔兹曼定律区别是应用范围不同和定义不同。1、应用范围不同：普朗克定律被广泛应用于研究光谱学、天文学、能源领域等，玻尔兹曼定律被广泛应用于研究气体动力学、热力学等领域。2、定义不同：普朗克定律是描述黑体辐射现象的定律，玻尔兹曼定律是描述分子运动的定律。
物体的热辐射
(一)绝对黑体及其辐射定律
任何温度高于绝对零度(0K=-273.16℃)的物体都存在着分子热运动,并能产生中、远红外的电磁辐射。这种由物体内部粒子的热运动所引起的电磁辐射叫做热辐射。大量事实证明;处于不同温度的物体,发出的电磁辐射的强弱及其按波长的分布是不同的。因此用温度作为热辐射能量的绝对度量是一种很方便的方法。
为了便于讨论物体的热辐射性质,需要有一个理想的标准热辐射体作为参照源,这就是绝对黑体。绝对黑体的定义为:在任何温度下,对任何波长的入射辐射的吸收系数(率)α(λ,T)恒等于1,即α(λ,T)=1的物体称为绝对黑体,简称黑体。显然,黑体的反射率γ=0,透射率c=0。
黑体是一种具有最大辐射能力的物体。一般物体的辐射都比黑体辐射小,因此,以黑体为基准所表达的就是发射率,又叫比辐射率,它的定义是目标物体的辐射量与同温度下的黑体辐射量之比,常用ε表示。分光发射率是指特定波长下每单位波长宽度的辐射量之比。
1860年,基尔霍夫在实验中发现:在同一温度下,任何物体发射某一波长电磁波的能力,与它对该波长电磁波的吸收能力成正比。黑体吸收电磁波的能力最强,因而它发射电磁波的能力也最强。
1900年,普朗克用量子论概念推导出热辐射定理,其解析式为:
遥感地质学
式中,c为真空中的光速;h为普朗克常数,其值为6.626×10。c为比热,单位为焦尔/克·度。
由牛顿冷却定律及热传导方程可以证明,当物体吸收或损失的热能相同时,它们的温度变化幅度与热惯量的大小成反比。热惯量大的物体温度变化的幅度小,热惯量小的物体温度变化的幅度则大。表7-6给出部分岩石和水的热参量值。
图2-4示出白云岩、灰岩和花岗岩在一个太阳日周期内的温度变化曲线。据表7-6给出的热惯量值,三种岩石的热惯量的大小顺序为:P白云岩》P灰岩》P花岗岩。因而,三种岩石在一个太阳日周期内的温度变化幅度有明显差别,昼夜最大温差的顺序为:ΔT白云岩《ΔT灰岩《ΔT花岗岩。一幅地表热红外遥感图像基本上就是一幅地物的辐射温度分布图。
图2-4 三种不同热惯量岩石的温度日变化曲线
热红外遥感的最佳探测时间是在黎明前后和中午。其中,黎明前后的热红外图像反映出各种物体的热特性,热惯量大的物体在图像中显示出“暖”特征,热惯量小的物体则显示出“冷”特征;中午的图像反映出地物的反射特征,并且显示出地形特征,用此两种图像的信息特征,可以达到鉴别、区分地物的目的。
热红外遥感巳广泛用于环境监测,例如监测火山活动、森林火灾、地下煤自燃及江,河、湖、海的污染以及资源调查等。例如,寻找水源、地质填图、探查地热、铀矿及硫化矿床等。
已知太阳最强发射波长为0.475um,求太阳表面温度
我们可以使用太阳辐射的最大发射波长和斯特藩-玻尔兹曼定律来求解太阳表面的温度。斯特藩-玻尔兹曼定律表示为：j = σT^4，其中j是表面辐射强度，σ是斯特藩-玻尔兹曼常数，T是表面温度。太阳最强发射波长为0.475 μm，对应的频率为f=c/λ=6.32×10^14 Hz，其中c为光速。根据普朗克定律，太阳表面辐射的光谱能量密度为u(f) = (8πhf^3)/(c^3 * (e^(hf/kT)-1))，其中h为普朗克常数，k为玻尔兹曼常数。将频率f代入光谱能量密度公式，可以得到太阳表面辐射的能量密度。然后，根据斯特藩-玻尔兹曼定律，可以用太阳表面辐射的能量密度求解表面温度T。计算过程如下：首先，将波长λ=0.475 μm转化为频率f=c/λ=6.32×10^14 Hz。其次，代入光谱能量密度公式，可以计算出太阳表面辐射的能量密度为u(f) = 7.15×10^15 W/m^3/Hz。最后，代入斯特藩-玻尔兹曼定律，可以计算出太阳表面温度T = (j/σ)^0.25 = 5778 K。因此，太阳表面的温度约为5778 K。
