Radiasi benda-hitam: Perbedaan antara revisi

{{See also |Benda hitam|Hukum Planck|Radiasi termal}}

 

 

'''Radiasi benda-hitam''' adalah salah satu jenis [[radiasi elektromagnetik]] didalam atau disekitar benda dalam [[kesetimbangan termodinamika]] dengan lingkungannya, atau dilepas oleh sebuah [[benda hitam]] (benda buram dan tak memantulkan cahaya), diasumsi demi perhitungan dan teori berada pada suhu konstan dan seragam. Radiasi ini memiliki spektrum dan intensitas spesifik yang bergantung hanya benda temperatur benda.<ref>{{harvnb|Loudon|2000}}, Chapter 1.</ref><ref>{{harvnb|Mandel|Wolf|1995}}, Chapter 13.</ref><ref>{{harvnb|Kondepudi|Prigogine|1998}}, Chapter 11.</ref><ref name=Landsberg>{{harvnb|Landsberg|1990}}, Chapter 13.</ref>

Istilah ''benda hitam'' pertama kali diperkenalkan oleh [[Gustav Kirchhoff]] tahun 1860. Radiasi benda-hitam disebut juga ''radiasi sempurna'' atau ''radiasi temperatur'' atau ''radiasi termal''.

 

Radiasi benda-hitam memiliki karakteristik yaitu [[distribusi energi spektrum|spektrum frekuensi]] kontinu yang bergantung hanya pada suhu benda,<ref name=Kogure>{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=qt5sueHmtR4C&pg=PA41 |page=41 |chapter=§2.3: Thermodynamic equilibrium and black-body radiation |title=The astrophysics of emission-line stars |author1=Tomokazu Kogure |author2=Kam-Ching Leung |isbn=0-387-34500-0 |year=2007 |publisher=Springer}}</ref> disebut spektrum Planck atau [[Hukum Planck]]. Spektrum ini berpuncak pada frekuensi karakteristik yang bergeser ke frekuensi tinggi jika suhu naik, dan pada [[suhu kamar]] sebagian besar emisinya berada pada daerah [[inframerah]] pada [[spektrum elektromagnetik]].<ref>Wien, W. (1893). Eine neue Beziehung der Strahlung schwarzer Körper zum zweiten Hauptsatz der Wärmetheorie, ''Sitzungberichte der Königlich-Preußischen Akademie der Wissenschaften '' (Berlin), 1893, '''1''': 55–62.</ref><ref>Lummer, O., Pringsheim, E. (1899). Die Vertheilung der Energie im Spectrum des schwarzen Körpers, ''Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gessellschaft'' (Leipzig), 1899, '''1''': 23–41.</ref><ref name="Planck 1914">{{harvnb|Planck|1914}}</ref> Pada temperatur melewati 500 derajat [[Celsius]], benda hitam mulai melepas cahaya dalam jumlah besar sehingga dapat terlihat. Jika dilihat dalam gelap, sinar yang pertama terlihat seperti abu-abu. Jika suhu terus dinaikkan, cahaya menjadi merah gelap, kemudian kuning, dan akhirnya menjadi biru-putih.<ref>[[John William Draper|Draper, J.W.]] (1847). On the production of light by heat, ''London, Edinburgh and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science'', series 3, '''30''': 345–360. [https://archive.org/stream/londonedinburghp30lond#page/344/mode/2up]</ref><ref>{{harvnb|Partington|1949|pages = 466–467, 478}}.</ref> Ketika benda terlihat putih, ia melepas sebagian energinya sebagai [[radiasi ultraviolet]]. Matahari, dengan [[suhu efektif]] sekitar 5800 K,<ref>{{harvnb|Goody|Yung|1989|pages=482, 484}}</ref> adalah benda hitam dengan puncak spektrum emisi di tengah (warna kuning-hijau) pada [[spektrum terlihat]], namun kekuatannya di ultraviolet juga besar.

 

Radiasi benda-hitam memberikan pencerahan kepada keadaan [[kesetimbangan termodinamika]] dari radiasi rongga. Jika setiap [[mode Fourier]] dari radiasi kesetimbangan pada rongga kosong dengan dinding yang memantul sempurna dianggap sebagai derajat kebebasan dimana energi dapat berpindah, maka menurut [[teorema ekuipartisi]] di fisika klasik, akan ada jumlah energi yang sama di tiap mode. Karena jumlah mode-nya tak terbatas maka berakibat pada [[kapasitas panas]] tak terbatas (energi tak terbatas pada suhu tidak nol berapapun), begitu juga dengan spektrum radiasi terlepas yang naik tanpa hubungan dengan naiknya frekuensi, masalah yang dikenal dengan [[bencana ultraungu]]. Namun, pada teori kuantum [[teori medan kuantum|bilangan okupasi]] mode dikuantisasi, memotong spektrum pada frekuensi tinggi sesuai dengan pengamatan eksperimen dan menyelesaikan masalah. Studi mengenai hukum benda hitam dan kegagalan fisika klasik untuk menjelaskannya menjadi dasar bagi [[sejarah mekanika kuantum|mekanika kuantum]].

 

 

 

Semua zat normal ([[barion]]ik) melepas radiasi elektromagnetik ketika suhunya diatas [[absolut nol]]. Radiasi ini melambangkan perubahan energi panas benda menjadi energi elektromagnetik, dan karena itu disebut [[radiasi termal]]. Proses ini merupakan [[proses spontan]] distribusi radiatif dari [[entropi]].

}}</ref> Pada 1000 K, bukaan kecil pada rongga dinding benda buram yang dipanaskan, dilihat dari luar, berwarna merah; pada 6000 K, akan terlihat putih. Tidak peduli bagaimana oven itu dibuat atau materialnya dari apa, selama semua cahaya diserap oleh dindingnya, maka dapat dianggap perkiraan yang baik untuk radiasi benda-hitam. Spektrum dan warna cahaya yang keluar menjadi gungsi temperatur rongga saja. Grafik yang berisi jumlah energi didalam oven per satuan volume dan per satuan interval frekuensi yang diplot vs frekuensi, disebut ''kurva benda-hitam''. Kurvanya berbeda-beda untuk tiap suhu.

 

 

Dua benda yang suhunya sama berada dalam kesetimbangan termal, maka benda pada temperatur T dikelilingi oleh awan cahaya pada temperatur T, rata-rata akan melepas cahaya ke awan sebanyak yang ia serap, mengikuti azas pertukaran Prevost yang merujuk ke [[kesetimbangan radiatif]]. Azas [[detailed balance|neraca terperinci]] mengatakan bahwa pada kesetimbangan termodinamik semua proses elementer dapat dipahami dengan akal sehat dilihat dari sisi depan maupun sisi belakang.<ref>de Groot, SR., Mazur, P. (1962). ''Non-equilibrium Thermodynamics'', North-Holland, Amsterdam.</ref><ref>{{harvnb|Kondepudi|Prigogine|1998}}, Section 9.4.</ref> Prevost juga membuktikan bahwa emisi dari sebuah benda secara logika ditentukan hanya dari keadaan internalnya. Efek sebab akibat absorpsi dalam emisi termodinamik (spontan) tidak secara langsung karena hanya berakibat pada keadaan internal benda. Hal ini berarti pada kesetimbangan termodinamik jumlah setiap panjang gelombang pada tiap arah radiasi termal dilepas oleh benda pada temperatur ''T'', hitam atau bukan, sama dengan jumlah yang diserap benda karena ia dikelilingi cahaya pada temperatur ''T''.<ref name="Stewart 1858"/>

Benda real tidak pernah berperilaku seperti benda hitam ideal, dan radiasi yang dilepaskan pada frekuensi tersebut itu hanya sebagian dari emisi ideal seharusnya. [[Emisivitas]] material menspesifikasi seberapa baik sebuah benda meradiasikan energi jika dibandingkan dengan benda hitam. Emisivitas ini tergantung dari beberapa faktor seperti suhu, sudut emisi, dan panjang gelombang. Namun, pada ilmu rekayasa pada umumnya diasumsikan bahwa emisivitas dan absorpsivitas permukaan tidak tergantung pada panjang gelombang, sehingga besar emisivitas adalah konstan. Hal ini dikenal dengan asumsi "benda abu-abu".

 

 

Dengan permukaan non-hitam, penyimpangan dari perilaku benda-hitam ideal ditentukan dari struktur permukaan, seperti kekasaran atau granularitas, dan komposisi kimia. Pada basis "per panjang gelombang", benda real dalam keadaan [[Kesetimbangan termodinamika#Kesetimbangan lokal dan global|kesetimbangan termodinamika lokal]] masih mengikuti [[Hukum Kirchhoff (termodinamika)|Hukum Kirchhoff]]: emisivitas sama dengan absorptivitas, maka objek yang tidak menyerap semua cahaya juga akan melepas radiasi lebih sedikit daripada benda hitam ideal; radiasi tak sempurna dapat disebabkan karena cahaya ditransmisikan melalui benda atau beberapa diantaranya dipantulkan pada permukaan benda.

NIntegrate[2*Pi*i[w, 300]/(h*c/w), {w, 390*10^(-9), 750*10^(-9)}] = 0.0244173...</ref>

 

 

 

{{Main article|Hukum Planck}}

:''T'' adalah [[temperatur]] absolut benda.

 

 

[[Hukum perpindahan Wien]] menjelaskan bagaimana spektrum radiasi benda-hitam pada suhu berapapun berkorelasi dengan spektrum pada suhu lainnya. Jika diketahui bentuk spektrum pada suatu suhu, maka bentuk spektrum pada suhu lainnya dapat dihitung. Intensitas spektrum dapat dinyatakan sebagai fungsi panjang gelombang atau fungsi frekuensi.

</ref>

 

 

[[Hukum Stefan–Boltzmann]] menyatakan bahwa daya yang dilepas per satuan luas dari permukaan benda hitam adalah berbanding lurus dengan pangkat empat suhu absolutnya:

:<math>j^\star = \sigma T^4,</math>

:<math>j^\star = \int_0^\infty d\nu \int d\Omega\, \cos\theta \cdot I(\nu,T).</math>

Faktor <math>\cos\theta</math> muncul karena kita menganggap radiasi pada arah normal ke permukaan. <!-- Solid angle integral extends over the full <math>2\pi</math> in azimuth <math>\phi</math>, and over half the domain of polar angle <math>\theta</math> -->:

:<math>j^\star = \sigma T^4, \quad \sigma \equiv \frac{2\pi^5}{15} \frac{k^4}{c^2h^3}.</math>

 

 

{| class="bordered infobox" style="width:22em"

|-

|-

|Banyak energi manusia diradiasi keluar dalam bentuk cahaya [[inframerah]]. Beberapa material menjadi transparan pada inframerah namun buram pada cahaya tampak, seperti kantong plastik pada pencitraan inframerah berikut (bawah). Material lainnya terlihat transparan pada cahaya terlihat, namun buram atau memantul pada inframerah, seperti pada kacamata yang dipakai.

Untuk alasan ini, peralatan pencitraan termal untuk manusia paling sensitif pada range sekitar 7–14 mikrometer.

 

 

Hukum benda-hitam dapat digunakan untuk memperkirakan temperatur sebuah planet yang mengorbit matahari.

 

Temperatur sebuah planet tergantung dari beberapa faktor:

* Efek [[albedo]] yang menyebabkan sebagian cahaya dipantulkan oleh planet

 

Analisis ini hanya menganggap panas matahari untuk planet-planet yang ada di tata surya.

[[Hukum Stefan–Boltzmann]] merumuskan total [[daya (fisika)|daya]] (energi/detik) yang dilepas oleh matahari:

 

:<math>P_{\rm S\ emt} = 4 \pi R_{\rm S}^2 \sigma T_{\rm S}^4 \qquad \qquad (1)</math>

dengan

:<math>D \,</math> adalah jarak antara [[matahari]] dan planet tersebut.

 

 

:<math>P_{\rm abs} = (1-\alpha)\,P_{\rm SE} \qquad \qquad (3)</math>

Dengan kata lain, dengan asumsi yang ada, temperatur sebuah planet hanya tergantung dari suhu permukaan matahari, radius matahari, jarak antara planet dan matahari, albedo, dan emisivitas IR dari planet.

 

 

Substitusi nilai yang diketahui untuk matahari dan bumi menghasilkan:

|display-editors=etal}}</ref><ref>Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). ''Atmospheric Science. An Introductory Survey'', second edition, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2, exercise 4.6, pages 119-120.</ref>

 

 

[[Efek Doppler relativistik]] menyebabkan perubahan pada frekuensi ''f'' cahaya dari sumber yang bergerak berhubungan terhadap pengamat, maka gelombang yang teramati memiliki frekuensi ''f''':

Hal ini merupakan efek penting dalam astronomi, dimana kecepatan bintang dan galaksi dapat mencapai kecepatan yang mendekati ''c''. Contohnya adalah [[radiasi latar gelombang mikro kosmik]], yang menunjukkan dipol anisotropi dari gerak bumi relatiif terhadap medan radiasi benda hitam.

 

 

{{colbegin|3}}

{{colend}}

 

{{reflist|2}}

 

=== Bibliografi ===

{{refbegin}}

|last1=Chandrasekhar |first1=S.

|author1-link=Subrahmanyan Chandrasekhar

|ref=harv

}}

|last1=Goody |first1=R. M.

|last2=Yung |first2=Y. L.

|ref=harv

}}

|last1=Hermann |first1=A.

|author1-link=Armin Hermann

|ref=harv

}} a translation of ''Frühgeschichte der Quantentheorie (1899–1913)'', Physik Verlag, Mosbach/Baden.

|last1=Kirchhoff |first1=G.

|author1-link=Gustav Kirchhoff

|ref=harv

}}

|last1=Kirchhoff |first1=G.

|author1-link=Gustav Kirchhoff

|ref=harv

}}

|last1=Kirchhoff |first1=G.

|author1-link=Gustav Kirchhoff

|volume=Series 4, volume 20 |pages=1–21

}}

| last = Kirchhoff

| first = G.

| ref = harv

}}

|last1=Kondepudi |first1=D.

|author1-link=Dilip Kondepudi

|ref=harv

}}

|last1=Kragh |first1=H.

|author1-link=Helge Kragh

|ref=harv

}}

|last1=Kuhn |first1=T. S.

|author1-link=Thomas Kuhn

|ref=harv

}}

|last1=Landsberg |first1=P. T.

|year=1990

|ref=harv

}}

|last1=Lavenda |first1=Bernard Howard

|author1-link=Bernard H. Lavenda

|ref=harv

}}

|last1=Loudon |first1=R.

|author1-link=Rodney Loudon

|ref=harv

}}

|last1=Mandel |first1=L.

|author1-link=Leonard Mandel

|ref=harv

}}

|last1=Mehra |first1=J.

|author1-link=Jagdish Mehra

|ref=harv

}}

|last1=Mihalas |first1=D.

|author1-link=Dimitri Mihalas

|ref=harv

}}

|last1=Milne |first1=E.A.

|author1-link=Edward Arthur Milne

|ref=harv

}}

|last1=Partington |first1=J.R.

|author1-link=J.R. Partington

|ref=harv

}}

|last1=Planck |first1=M.

|author1-link=Max Planck

|ref=harv

}}

|last1=Rybicki |first1=G. B.

|last2=Lightman |first2=A. P.

|ref=harv

}}

|last1=Schirrmacher |first1=A.

|author1-link=Arne Schirrmacher

|ref=harv

}}

|last1=Siegel |first1=D.M.

|year=1976

|ref=harv

}}

|last1=Stewart |first1=B.

|author1-link=Balfour Stewart

|ref=harv

}}

|last1=Wien |first1=W.

|author1-link=Wilhelm Wien

{{refend}}

 

 

{{Portal|Fisika}}

[[Kategori:Inframerah]]

[[Kategori:Perpindahan panas]]