辐射定律说明

1、基尔霍夫（Gustav Robert Kirchhoff，18241887），德国物理学家。 1824年3月12日生于普鲁士的柯尼斯堡（今为俄罗斯加里宁格勒），1887 年10 月17日卒于柏林。基尔霍夫在柯尼斯堡大学读物理，1847年毕业后去柏林大学任教，3年后去布雷斯劳作临时教授。1854年由化学家本生推荐任海德堡大学教授。1875年到柏林大学作理论物理教授，直到逝世。1859年，基尔霍夫做了用灯焰烧灼食盐的实验。在对这一实验现象的研究过程中，得出了关于热辐射的定律，后被称为基尔霍夫定律（Kirchoff's law）：基尔霍夫根据热平衡理论导出，任何物体对电磁辐射的发射本领和吸收

2、本领的比值与物体特性无关，是波长和温度的普适函数，即与吸收系数成正比。并由此判断：太阳光谱的暗线是太阳大气中元素吸收的结果。这给太阳和恒星成分分析提供了一种重要的方法，天体物理由于应用光谱分析方法而进入了新阶段。 1862年他又进一步得出绝对黑体的概念。他的热辐射定律和绝对黑体概念是开辟20世纪物理学新纪元的关键之一。1900年M.普朗克的量子论就发源于此。1900年，普朗克抛弃了能量是连续的传统经典物理观念，导出了与实验完全符合的黑体辐射经验公式。在理论上导出这个公式，必须假设物质辐射的能量是不连续的，只能是某一个最小能量的整数倍。普朗克把这一最小能量单位称为“能量子”。普朗克的假设解决了黑

3、体辐射的理论困难。普朗克还进一步提出了能量子与频率成正比的观点，并引入了普朗克常数h。量子理论现已成为现代理论和实验的不可缺少的基本理论。普朗克由于创立了量子理论而获得了诺贝尔物理学奖。维恩位移定律是针对黑体来说的，说明了黑体越热，其辐射谱光谱辐射力（及某一频率的光辐射能量的能力）的最大值所对应的波长越短，而除了绝对零度外其他的任何温度下物体辐射的光的频率都是从零到无穷的，只是各个不同的温度对应的 “波长-能量”图形不同，而实际物体都是黑体乘以黑度所对应的会体所对应的理想情况 譬如在宇宙中，不同恒星随表面温度的不同会显示出不同的颜色，温度较高的显蓝色，次之显白色，濒临燃尽而膨胀的红巨星表面温度

4、只有2000-3000K，因而显红色。太阳的表面温度是5778K，根据维恩位移定律计算得的峰值辐射波长则为502nm，这近似处于可见光光谱范围的中点，为黄光。 与太阳表面相比，通电的白炽灯的温度要低数千度，所以白炽灯的辐射光谱偏橙。至于处于“红热”状态的电炉丝等物体，温度要更低，所以更加显红色。温度再下降，辐射波长便超出了可见光范围，进入红外区，譬如人体释放的辐射就主要是红外线，军事上使用的红外线夜视仪就是通过探测这种红外线来进行“夜视”的。 本定律由德国物理学家威廉·维恩（Wilhelm Wien）于1893年通过对实验数据的经验总结提出。斯特藩（Josef Stefan

5、， 18351893）奥地利物理学家。生于克拉根福附近的圣彼得。毕业于维也纳大学。曾任过7年中学教师。1863年获维也纳大学哲学博士学位，同时担任了该校的物理学教授，并曾任维也纳物理研究所所长。他是玻尔兹曼的导师，两人曾合作，取得了许多重要研究成果。斯特藩在物理学方面有许多重要研究成果，对于气体动力学、扩散理论、电磁学、光学、毛细现象等都有贡献。斯特藩一玻尔兹曼定律，是斯特藩的重要发现之一。1879年，他在实验中确定了黑体辐射总能量与其温度之间的关系。他测得了黑体的单位表面积上在单位时间内发出的全部热辐射的总能量E和它的绝对温度T的四次方成正比：E=T4。1884年，玻尔兹曼根据热力

6、学定律推导出了这一关系，故称斯特藩一玻尔兹曼定律。式中称为“斯特藩一玻尔兹曼常数”，实验测得1.36 * 10-4千米米2·秒·开4。热力学和统计物理学的奠基人之一。 生于维也纳，卒于意大利的杜伊诺，1866年获维也纳大学博士学位，历任格拉茨大学、维也纳大学、慕尼黑大学和莱比锡大学教授。他发展了麦克斯韦的分子运动类学说，把物理体系的熵和概率联系起来，阐明了热力学第二定律的统计性质，并引出能量均分理论（麦克斯韦-波尔兹曼定律)。他首先指出，一切自发过程，总是从概率小的状态向概率大的状态变化，从有序向无序变化。1877年，波尔兹曼又提出，用“熵”来量度一个系统中分子的无序程度，并给出熵S与无序度W（即某一个客观状态对应微观态数目，或者说是宏观态出现的概率）之间的关系为S=kW。这就是著名的波尔兹曼公式，其